Магнитные В-звёзды Главной последовательности. I. постановка задачи и выбор объектов для наблюдений Текст научной статьи по специальности «Науки о Земле и смежные экологические науки»

УДК 524.312.7-337

МАГНИТНЫЕ В-ЗВЁЗДЫ ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ.

I. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ И ВЫБОР ОБЪЕКТОВ ДЛЯ НАБЛЮДЕНИЙ

2012 И. И. Романюк, И. А. Якунин

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 19 января 2012 года; принята в печать 1 февраля 2012 года

В работе представлен обзор современного состояния проблемы магнетизма массивных звёзд Главной последовательности. Показано, что химически пекулярные Вр-звёзды с усиленными линиями кремния и аномальными линиями гелия в спектрах являются наиболее перспективными объектами для наблюдательной проверки различных механизмов образования и дальнейшей эволюции магнитных полей СР-звёзд. Подготовлен каталог магнитных Вр-звёзд, содержащий 125 объектов. Используя различные критерии, мы составили разнообразные выборки магнитных звёзд, основываясь на которых выполнили анализ магнитных полей у объектов разного возраста. Результаты этого анализа показывают, что у массивных звёзд поле в целом больше во всех изученных выборках, подтверждая результаты, полученные ранее по меньшим выборкам звёзд. Строгой зависимости не наблюдается, разброс параметров отдельных объектов от полученной средней зависимости очень большой. Показано, что наиболее сильные и сложные поля наблюдаются у самых молодых Вр-звёзд, возрастом менее 30 млн лет. В целом, магнитные Вр-звёзды вращаются медленнее нормальных В-звёзд, за исключением наиболее горячих — с усиленными линиями гелия, скорости вращения которых нормальны. Систематических различий в скорости углового вращения между Вр-звёздами с аномальными линиями кремния и гелия не найдено. В работе рассматриваются различные критерии, позволяющие выполнить наблюдательную проверку результатов работы альтернативных механизмов образования и эволюции магнитных полей СР-звёзд, в частности, предлагается количественно сравнивать не только величины полей объектов разного возраста, но и их топологию.

Ключевые слова: звёзды: химически пекулярные — звёзды: эволюция — звёзды: магнитное поле — звёзды: вращение

1. ВВЕДЕНИЕ

Магнитные поля в космосе впервые были обнаружены Хэлом [1] в 1908 году при анализе поляризации линий в спектрах солнечных пятен. После трех десятилетий интенсивных, но неудачных попыток найти магнитные поля у других звёзд — успехом закончилась работа Бэбкока, предложившего новую высокоточную методику, основанную на измерении эффекта Зеемана в спектрах, полученных с помощью так называемого дифференциального анализатора круговой поляризации. В 1947 году Бэбкок [2] обнаружил магнитные поля у Ар-звёзд — объектов с аномально сильными линиями некоторых избранных химических элементов. Методика, предложенная Бэбкоком, в различных модификациях сохранилась до наших дней.

В последующие десятилетия были проведены наблюдения многих сотен объектов, имеющих разные физические характеристики и эволюционный статус с целью поиска у них магнитных полей. Вплоть до начала 90-х годов XX века проводились фотографические и фотоэлектрические магнитные

наблюдения, позволявшие получать лишь интегральный характеристики (эквивалентные ширины, доплеровские и зеемановские сдвиги линий в целом и др.). Эти исследования показали, что упорядоченными, постоянными по величине крупномасштабными магнитными полями обладают только Ар/Вр-звёзды Главной последовательности (величиной килогауссы) и малая часть (примерно 5% ) белых карликов (величиной мегагауссы).

В последние 20 лет благодаря широкому внедрению ПЗС-матрицв наблюдения значительно повысилась фотометрическая точность получаемых зеемановских спектров, что позволило анализировать не только интегральные параметры линий, но и детали поляризованных профилей. Магнитные поля сложной конфигурации были обнаружены у звёзд солнечного типа и у более холодных объектов, имеются сведения о регистрации полей у звёзд типа Т Таи, Ае/Ве Хербига и некоторых других. Но данных по этим объектам слишком мало для выводов о конфигурации и стабильности их магнитных полей. Поэтому Ар и Вр-звёзды про-

должают оставаться практические единственным надежным источником сведений, необходимых для понимания механизмов возникновения звёздных магнитных полей и построения теории их эволюции на Главной последовательности (ГП).

Магнитные Ар и Вр-звёзды относятся к подклассу так называемых химически пекулярных (СР) звёзд. СР-звёзды составляют около 15% от всех А и В-звёзд ГП, имеют те же температуры, светимости и массы, находятся в том же интервале возрастов, что и нормальные, но обладают аномалиями химического состава атмосферы. Аномалии проявляются в резком усилении линий стронция, хрома, некоторых других металлов и редкоземельных элементов, указывающих на содержание, превышающее нормальное до 3-х порядков. С другой стороны — наблюдается ослабление линий кальция и легких элементов до порядка величины, кроме гелия. Последний может быть как ослаблен, так и усилен. Разные типы СР-звёзд подробно рассмотрены в обзоре Романюка [3].

Ренсон и Манфруа [4] собрали сведения о 8200 химически пекулярных звёздах,примерно половина из которых относится к немагнитным типам — звёздам с усиленными линиями металлов (Ат), звёздам с усиленными линиями ртути и и марганца (^-Мп) и звёздам с ослабленными линиями металлов (типа Л Воо). Вторая половина объектов каталога [4] — это потенциально магнитные Ар/Вр-звёзды. Вероятно, все Ар и Вр-звёзды обладают магнитными полями, но наблюдения с зееманов-ским анализатором выполнены для менее, чем 10% из них.

Магнитные поля этих объектов очень сильные (величиной до нескольких десятков кГс) и стабильные (не меняются на протяжении десятилетий). Хотя имеются исключения, в целом можно считать, что структура магнитного поля Ар/Вр-звёзд может быть описана в виде комбинации мультиполей низкого порядка, а в большинстве случаев поле просто принимается дипольным.

Вопрос о происхождении магнитных полей Ар/Вр-звёзд не решен. Ни одна из предлагаемых теорий не может полностью объяснить наблюдения. Главная причина этого в том, что при разработке теории приходится делать разного вида допущения и вводить ненаблюдаемые параметры. А результаты работы тех или иных механизмов образования магнитных полей таковы, что получаемое в результате их работы наблюдаемое на поверхности звезды поле мало зависит от заложенных в теории условий. Поэтому очень трудно предложить наблюдательные тесты, позволяющие однозначно определить механизм образования магнитных полей СР-звёзд. Критику различных теорий можно посмотреть во многих публикациях,

например в фундаментальных обзорах Местеля [5] и Мосса [6].

Большинство исследователей отдает предпочтение реликтовой теории, согласно которой магнитное поле звезды образовалось вместе с ней путем сжатия намагниченного протозвёздного облака межзвёздного газа. При этом считается, что магнитный поток сохраняется, так как силовые линии поля “вморожены” в вещество. Главный наблюдательный тест для проверки этой гипотезы: в отсутствие генерации поле звезды во время ее жизни на ГП должно уменьшаться с возрастом. Кроме того, должно происходить упрощение его топологии, так как мелкомасштабные структуры распадаются быстрее и у старых звёзд остается только дипольное поле.

Наиболее известная альтернативная теория разрабатывается группой Потсдамских астрофизиков. Она предполагает, что поле постоянно генерируется в ядре звезды, а потом выносится на поверхность и становится наблюдаемым [7]. Доказательством реальности работы этого механизма было бы наличие зависимости величины поля от скорости вращения. Мосс [6] показал, что у СР-звезды с периодом вращения 1 сутки поле должно быть в 20 раз больше, чем у точно такой же звезды, но с периодом вращения 1 год.

Более подробно данные наблюдений рассмотрим в следующем параграфе. Здесь лишь отметим, что их часто можно истолковать в пользу обеих теорий. В то же время обе теории дают предсказания, часть из которых находятся в противоречии с наблюдениями. Но в теории динамо таких противоречий больше.

Во всех теориях предполагается, что наблюдаемое нами в атмосфере поле адекватно отражает общий магнитный поток от звезды, что далеко не очевидно. Мы считаем, что если какие-то зависимости наблюдаемого поля от возраста звезды или скорости вращения будут получены, то это будет означать, что величина наблюдаемого поля коррелирует с величиной магнитного потока звезды. Отсутствие корреляций не означает, что теории образования магнитных полей неверны. Вполне возможно, что нет строгой зависимости между величиной поля на поверхности и величиной общего магнитного потока звезды.

Таким образом, проблема происхождения и эволюции магнитных полей СР-звёзд продолжает оставаться актуальной и ее решение будет иметь фундаментальное значение.

2. ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ

2.1. Введение

Несмотря на указанные выше трудности, наблюдательные проверки механизмов образования

и эволюции магнитных полей CP-звёзд следует предпринимать, так как теоретические зависимости величины и структуры полей от возраста, скорости вращения и некоторых других параметров являются различными для случаев динамо и реликтового механизмов.

Обнаружение корреляций между указанными выше параметрами может дать веские аргументы в пользу той или иной теории. Но реализовать практически такую проверку чрезвычайно сложно, из-за малого количества CP-звёзд с измеренными магнитными полями и больших неопределенностей, возникающих при нахождении различных параметров наблюдаемых объектов. Например, при поисках зависимостей между величиной поля и возрастом звёзд следует иметь ввиду очень большие ошибки их определения.

Магнитные поля звёзд определяются с относительно низкой точностью, очень редко лучше 10%, а для большинства Ap/Bp-звёзд имеются только фрагментарные наблюдения (см. например [8]), полученные в случайные фазы периода их вращения. Напомним, что непосредственно в наблюдениях в большинстве случаев измеряется не величина поля на поверхности Bs, а только лишь продольный компонент поля Be, который меняется при вращении звезды в зависимости от ее пространственной ориентации и конфигурации поля. Для звёзд с малым количеством наблюдений невозможно построить кривые переменности Be с фазой периода вращения, а значит — найти максимальные либо средние значения поля, что существенно затрудняет сравнение разных звёзд.

Следует также отметить большие неопределенности в нахождении возраста CP-звёзд, особенно если они вычислены по эволюционным трекам. Ландстрит и др. [9] показали, что ошибки при таких вычислениях могут достигать порядка величины. Значительно надежнее и точнее возраст определяется у звёзд — членов рассеянных скоплений. Однако и здесь имеются сложности: необходимо доказывать принадлежность звезды к нему.

Вращение звёзд изучено значительно лучше. Параметры вращения хорошо и надежно определены у звёзд, для которых получены длительные ряды фотометрических наблюдений и спектры с высоким разрешением. Однако, такой наблюдательный материал имеется менее, чем для половины CP-звёзд с измеренными магнитными полями. Проекции скоростей вращения на луч зрения v sin i, определяемые по ширинам линий при использовании низкого разрешения, часто оказываются завышенными, особенно для звёзд с сильными полями, из-за неучёта магнитного уширения линий. Величины v sin i, полученные в разных работах, иногда отличаются в разы, что наглядно видно при сравнении данных из базы VIZIER.

Для определения периодов вращения требуются длительные ряды фотометрических, спектральных или магнитных наблюдений, что весьма затруднительно из-за нехватки времени на телескопах, особенно крупных. Поэтому для большей части магнитных звёзд периоды вращения неизвестны.

Таким образом и величина магнитного поля, и возраст, и, в некоторой степени, параметры вращения магнитных звёзд могут быть определены неточно или неоднозначно, поэтому не следует ожидать хороших корреляций между полем и указанными выше параметрами даже в случае идеального вычисления последствий работы какого-то из механизмов образования и эволюции звёздных магнитных полей.

2.2. Краткий обзор ранее полученных результатов

Первые попытки получить зависимости величины магнитного поля СР-звёзд от их возраста и других физических параметров были предприняты более 30 лет тому назад. Они начали реализовываться после создания бальмеровского магнитометра [10]. На этом приборе Джон Ландстрит и его команда выполнили очень большие серии определений магнитных полей быстровращающихся и горячих звёзд по линиям водорода (см. например, в обзорах [11], [12]). Количество измеряемых линий металлов и их ширина (эти параметры имели решающее значение при предыдущих фотографических определениях поля) уже не играли роли. Рассмотрим основные результаты группы Ландстрита, имеющие отношение к изучаемой нами проблеме.

Борра и Ландстрит [13] открыли очень сильные магнитные поля у группы В-звёзд с усиленными линиями гелия в молодых звёздных скоплениях в Орионе. Магнитные поля этих объектов оказались в среднем в 2—3 раза более сильными, чем поля известных на то время магнитных Ар-звёзд. Так как эти Вр-звёзды были найдены в молодых скоплениях (возрастом менее 10 млн лет), а возраст Ар-звёзд поля превышает сотни миллионов лет, казалось, что найдены надежные доказательства того, что магнитное поле молодых звёзд больше. Тем самым, реликтовая теория получала наблюдательное подтверждение.

Но дальнейшие исследования, выполненные этой группой [14—17], привели авторов к заключению, что нет различий в величине и распределении магнитного поля между выборками горячих массивных В-звёзд молодых скоплений в Орионе и Скорпионе-Центавре (массы от 2.5 до 4.5 )

и старыми Ар-звёздами поля. Авторы пришли к выводу, что имеется только очень слабая (или полностью отсутствует) эволюция магнитного поля СР-звёзд на временной шкале от нескольких миллионов до сотен миллионов лет.

Примерно в это же время в восьмидесятые годы большой цикл наблюдений магнитных Ар/Вр-звёзд в скоплениях и группировках был выполнен на 6-м телескопе БТА. Глаголевский и др. [18] исследовали магнитные поля 68 звёзд в 10 рассеянных скоплениях разного возраста. Сравнение с объектами поля показало возможное слабое падение его величины с увеличением возраста звезды. Было также показано, что магнитное поле звёзд с массами больше 5 в 1.5 раза больше поля звёзд с массами менее 5 . Диссипации магнит-

ного поля во время жизни звезды на ГП не найдено.

Было много попыток найти зависимость поля от вращения. Результаты этих исследований достаточно противоречивы, они рассмотрены в обзоре [12]. Здесь отметим лишь, что Романюк [19] подтвердил тренд, найденный Борра и Ландстри-том [14] — уменьшение величины поля с увеличением периода вращения звезды, но эта зависимость оказалась на порядок более слабой, чем следует из расчетов следствий работы механизма динамо в качестве генератора поля у магнитных СР-звёзд. Более того, сильные килогауссные поля обнаружены у нескольких очень медленных ротаторов — например у звезды 7 Equ, период вращения которой превышает 80 лет.

Считаем необходимым отметить резонансную работу восьмидесятых годов ХХ века, результаты которой впоследствии не подтвердились, но ссылки на нее встречаются до настоящего времени.

Стремясь существенно увеличить количество магнитных СР-звёзд, Норт и Крамер [20] оценили магнитные поля 704 СР-звёзд используя свою калибровку результатов фотометрии звёзд в Женевской фотометрической системе. Они сравнили полученные ими “женевские” поля у звёзд разного возраста и получили достаточно сильный тренд — падение поля с возрастом. Этот вывод оказался в хорошем согласии с первым результатом Борра и Ландстрита [13], что привело многих исследователей к уверенности в том, что найдены достоверные доказательства диссипации поля магнитных СР-звёзд во время эволюции на Главной последовательности.

Однако дальнейший анализ показал, что полученные на основании косвенной эмпирической зависимости “женевские” поля плохо согласуются с реально измеренными по эффекту Зеемана (например, Кудрявцев и др. [21 ], поэтому их не следует использовать в статистических исследованиях.

Корреляция между величиной поля на поверхности звезды и интенсивностью депрессии на

5200 А является слабой, имеются значительные отклонения от средней зависимости [22] для отдельных звёзд.

Интенсивность депрессии сильно зависит от температуры, химического состава и других параметров звезды. Хотя Норт и Крамер постарались учесть все эти факторы, видимо, им это сделать в полной мере не удалось. Полученный авторами тренд мог быть следствием неполной компенсации указанных выше взаимосвязей.

Итак, к началу XXI века вопрос об эволюции магнитных полей CP-звёзд на Главной последовательности не был решен, поэтому возникла необходимость предпринять новые усилия, используя возможности крупнейших телескопов мира.

Для поиска связей между магнитными полями и звёздной эволюцией была предложена большая программа наблюдений на 8-м телескопах ESO. С этой целью спектрограф FORS1 VLT был оборудован поляриметрической приставкой, что позволило искать магнитные поля звёзд до 13 величины. Предполагалось, что доступными для наблюдений станут несколько десятков скоплений и ассоциаций разного возраста, в которых находятся химически пекулярные звёзды.

Первые результаты этих исследований опубликованы в работе Баньюло и др. [23]. Авторами был проведен большой обзор магнитных полей звёзд ранних спектральных классов в рассеянных скоплениях и ассоциациях разного возраста. Магнитные поля были измерены у 235 относительно массивных звёзд с типичной ошибкой около 100 Гс. В этой выборке имеется 97 Ap/Bp-звёзд. Магнитное поле было найдено у 41 объекта, из которых 37 не были известны ранее, как магнитные. Для 138 нормальных A и B-звёзд магнитное поле не было обнаружено.

Результаты наблюдений на FORS1 обобщены в работе Ландстрита и др. [24]. Для всех магнитных Ap/Bp-звёзд скоплений были найдены эффективные температуры, светимости и массы. Получены следующие выводы: магнитные поля присутствуют по всей ширине полосы ГП от ZAMS до TAMS. Статистически, для звёзд с массами больше 3 Mq на шкале примерно 30 млн лет магнитное поле уменьшается с возрастом примерно так, как ожидалось при сохранении потока с увеличением радиуса звезды, или даже быстрее. Напротив, звёзды меньших масс не показывают никаких признаков уменьшения поля даже на шкале сотен миллионов лет. Авторы делают вывод, что изучение магнитных звёзд в скоплениях — очень мощный метод, но необходимо увеличить точность наблюдений и количество звёзд с измеренными магнитными полями.

Добавим, что наблюдения на спектрополяри-метре FORS1 проводятся с низким спектральным разрешением (R = 2000), их результатом является некий усреднённый по всему наблюдаемому спектру сигнал поляризации [23]. Если указанный

сигнал получен исключительно по линиям водорода, то результаты хорошо согласуются с данными, полученными ранее на водородном магнитометре. При поисках магнитных звёзд среди молодых звёзд скоплений реализуется именно такой вариант. При использовании линий металлов (до-плеровский профиль которых уже инструментального) полученная величина сигнала поляризации путем специальных калибровочных зависимостей переводится в продольное магнитное поле, некий аналог Ве [25]. Процедура оказывается не всегда безупречной, что приводит к большим ошибкам в величине поля, зависящим от температуры, скорости вращения, химического состава и других параметров звезды. Использованный в работах на FORS1 метод является исключительно эффективным при поисках новых магнитных звёзд, но могут возникать трудности при калибровке результатов. Баньюло и др. [23] отмечают, что имеются расхождения с данными классических зеемановских измерений.

Вторая особенность наблюдательного материала, полученного на FORS1 УЪТ заключается в том, что из-за низкого разрешения по этим спектрам невозможно определить ни химический состав, ни скорости вращения, так как метод изначально был нацелен исключительно на поиски новых магнитных звёзд. Как правило, на FORS1 наблюдались слабые и практически ранее не изученные звёзды рассеянных скоплений, поэтому для определения физических параметров указанных объектов придется получать спектры с более высоким разрешением.

Мы считаем, что необходимо провести новый анализ магнитных полей СР-звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции. Для этого следует выполнить новые поиски магнитных звёзд путем проведения наблюдений с зеемановским анализатором и провести новое тщательное рассмотрение уже имеющихся как наших результатов, так и сведений, взятых из литературы.

2.3. Выбор объектов для наблюдений

Для изучения механизмов генерации и эволюции звёздных магнитных полей целесообразно, в первую очередь, рассматривать быстроэволюционирующие объекты — массивные звёзды, обладающие сильными магнитными полями. Относительная точность измерений сильных полей выше, чем слабых, поэтому у объектов с сильными полями более реально выявить систематические особенности, связанные с эволюцией. Поля могут быть разной структуры, что существенно затрудняет их обнаружение и правильное измерение величины у

конкретных объектов. Однако, при изучении достаточно большой выборки массивных звёзд, находящихся на разной стадии эволюции, индивидуальные особенности конкретных объектов не будут иметь решающего значения.

Ниже будет проведен детальный анализ, результаты которого приводят нас к выводу, что наиболее подходящими объектами для исследования эволюции звёздных магнитных полей являются магнитные Bp-звёзды. Мы покажем, что выборка этих объектов уже достаточно большая, что позволяет проводить статистический анализ, а их сильные поля можно измерить относительно точно. Bp-звёзды находят в скоплениях с возрастом от нескольких миллионов до нескольких сотен миллионов лет. Периоды вращения (как правило, от 1 до 20 суток) различаются значительно меньше по сравнению с периодами Ap-звёзд (от нескольких суток до десятков лет). В то же время, хронологические возраста Ap-звёзд различаются сравнительно мало. Это позволяет отличить эффекты эволюции от эффектов, связанных с вращением.

Поэтому нам представляется правильным зависимости поля от вращения исследовать по Ap-звёздам, а от возраста — по Bp-звёздам.

В цитируемой выше работе Ландстрита и др. [24] показано, что для массивных звёзд (с массой больше 3 Mq — это B-звёзды) имеется тренд — уменьшение поля с возрастом, в то время, как для маломассивных (преимущественно A-звёзд) никакой зависимости с возрастом не отмечено. Выводы этой работы согласуются с нашим предположением: эволюцию магнитных полей на Главной последовательности следует изучать по Bp-звёздам.

Проанализируем современные данные о магнитных полях CP-звёзд разных типов и спектральных классов. В наиболее полном на сегодняшний день каталоге магнитных CP-звёзд Романюка и Кудрявцева [8] приведена информация о 326-и достоверно обнаруженных магнитных звёздах и 29-и CP-звёздах с заподозренным полем.

Большинство (более 2/3) из них имеют эффективные температуры Te ниже 10 000 К и относятся к спектральному классу A (Ap-звёзды). Почти все из них находятся в интервале хронологических возрастов от log t = 8 до log t = 9. Магнитные поля на поверхности Ap-звёзд достигают 20 кГс, скорости вращения в 3—4 раза меньше, чем у нормальных A-звёзд. Для них характерны аномалии континуума, особенно выделяется депрессия на 5200 A, интенсивность которой коррелирует с величиной магнитного поля (Романюк и др. [22]).

Около 1/3 найденных магнитных CP-звёзд относятся к спектральному классу B — так называемые Bp-звёзды. Их эффективные температуры Te находятся в пределах от 10 000 К до 25 000 К, а

магнитные поля на поверхности достигают 30 кГс и больше. Значительная количество Bp-звёзд найдено в молодых рассеянных скоплениях (в интервале возрастов от log t = 6 до log t = 8). Как правило, это быстрые ротаторы, периоды вращения которых не превышают нескольких суток, Скорости вращения холодных Bp-звёзд в 2—3 раза ниже, чем у нормальных той-же температуры, а горячие объекты с усиленными линиями гелия имеют те же скорости вращения, что и нормальные. Депрессии континуума наблюдаются только у самых холодных Bp-звёзд, имеющих Te не более 12 000 К.

Для полноты картины укажем, что слабые магнитные поля (величиной несколько сот Гс) были обнаружены у некоторых О-звёзд (например, [26]). Но полученные данные малочисленны, что не позволяет использовать их в статистических вычислениях.

3. МАГНИТНЫЕ BP-ЗВЁЗДЫ

3.1. Каталог магнитных Bp-звёзд

Выделим магнитные B-звёзды из каталога Ро-манюка и Кудрявцева [8]. Мы отобрали их используя 2 критерия: 1) спектральный класс B и тип пекулярности (по каталогу [4]) и 2) эффективная температура (Te более 10000 К). Спектральная классификация не является количественным параметром, оценки для пекулярных звёзд часто бывают неоднозначными. Можно встретить в разных статьях классификацию одной и той же звезды как Ap, так и Bp.

Поэтому в качестве второго критерия была выбрана эффективная температура — объекты с Te выше 10 000 К будем считать Bp-звёздами даже в том случае, если в каталоге Ренсона и Манфруа [4] они классифицированы как Ap.

В отличие от нормальных звёзд, где температуры, полученные разными методами, согласуются между собой, для пекулярных звёзд картина иная. Мы не будем анализировать многочисленные результаты определений эффективной температуры Te, имеющихся в литературе. Отметим только, что все доступные нам сведения о температурах магнитных CP-звёзд собраны в базе данных [ 19].

Укажем, что Te ярких Вp-звёзд определялись по многу раз, и данные разных авторов часто значительно различаются. В таких случаях здесь мы отдаем предпочтение результатам, полученным по спектрам с более высоким разрешением.

Значительная доля магнитных B-звёзд из каталога Романюка и Кудрявцева изучена плохо,

имеются лишь грубые оценки температур, вычисленные по показателям цвета. В дальнейшем будет необходимо получить спектральный материал для оценки их температур, скоростей вращения и других физических параметров.

В данной работе сведения об эффективной температуре Te мы используем лишь в качестве критерия для включения звезды в список магнитных Bp-звёзд. Поэтому здесь мы ограничимся указанием на то, что эффективные температуры были взяты из нашей базы данных о магнитных звёздах [19]. В ней величины Te в основном собраны из обширных списков Глаголевского [27] либо Кочухова и Ба-ньюло [28]. Отметим хорошее совпадение температур звёзд, общих для обоих списков.

В случае отсутствия звезды в указанных работах, использовались другие источники, содержащиеся в базе данных VIZIER. Однако, считаем необходимым отметить, что к данным, помещенным в VIZIER, следует относиться критически. Например, эффективные температуры почти всех объектов из нашего списка Вp-звёзд приведены в работе [29]. Сравнение с другими авторами по общим объектам показывает, что в указанной работе эффективные температуры пекулярных B-звёзд сильно занижены, особенно для объектов с аномальными линиями гелия, где разница доходит до 5—6 тысяч градусов. Так как методика, предложенная в указанной работе, явно не подходит для определения эффективных температур пекулярных B-звёзд, мы не считаем возможным использовать эти сведения в дальнейшем.

В Таблице 1 приведен список магнитных Bp-звёзд, выделенных нами из каталога [8]. В колонках таблицы помещены: обозначение звезды, среднее квадратическое магнитное поле {Be) и ошибка его измерений а, экстремальная величина продольной компоненты Be(extr), эффективные температуры Te, спектральный класс Sp и тип пекулярности Pec. Объекты расположены в порядке возрастания прямых восхождений объектов.

Итак, мы выделили 125 магнитных B-звёзд, что составляет 35.2% от общего количества объектов в каталоге [8]. Из них 52 — имеют пекулярность Si, 33 — He-wk, 18 — Si+, 9 — He-r и 13 — другие. В сумме, звёзды с усиленными линиями кремния составляют 56% списка, а звёзды с аномальными линиями гелия — 34%. Ссылки на первоисточники сведений о магнитных полях можно найти в указанном выше каталоге.

Звезда (Ве) ± а, Гс Ве(ех1;г), Гс те, к Бр Рес

НО 315 1520 ±680 -1600 / +2000 12 600 В9 Б1

НО 5737 324± 142 -400 / +500 13 700 В6 He-wk

НО 8855 400 ± 180 -600 / +270 12 550 АО БЮг

НО 16582 1068 ±300 -2300 / +300 23 000 В2 Не-г, (3 Сер?

НО 19712 2510 ±250 -3800 / +1900 11300 В9 СгЕи

НО 19832 314 ±223 -350 / +380 12 600 В8 Б1

НО 21590 1100 ±460 -100 / +1600 12 600 В9 Б1

НО 21699 828 ±398 < 1000 16 400 В8 He-wk

НО 22470 733 ± 408 -1100 / +1200 13 400 В8 81, Не-\ук

НО 22920 307±159 +200 / +400 14 850 В8 Б1, Не^к

НО 24155 803 ± 170 -440 / +1660 13 800 В8 Б1

НО 25823 668 ± 470 -100 / +1200 12 900 В9 БгБ!

НО 27309 1755 ±602 -4000 / +200 12 260 АО Б1Сг

НО 28843 345 ± 240 -500 / +250 14 500 В9 Не^к. Б1

НО 29009 360±150 -450 / +650 12 900 В9 Б1

НО 29925 820 ± 250 -1400 / -200 12100 В9 Б1

НО 32145 2900 ± 290 -2100 / +2400 13 200 В7 Б1

НО 32633 2760 ± 260 -5700 / +3500 12 500 В9 Б1Сг

НО 34452 743 ± 434 -300 / +100 15 650 В9 Б1

НО 34797 +713 11700 В8 Не^к, Б1

НО 34719 880 ± 220 -500 / +1300 12 200 АО 81СгЕи

НО 35008 -340 13 200 В9 Б1

НО 35298 2275 ± 444 -2810 / +2920 15 200 В6 He-wk

НО 35456 615 ± 120 -300 / +1080 14 900 В7 He-wk

НО 35502 1490 ± 140 -2250 / -180 16 400 В6 Не-\ук, БгСгБ!

НО 36313 1020 ±450 -1500 / -1100 10 400 В8 Не^к, Б1

НО 36429 425 ± 170 -840 / +160 17 200 В6 He-wk

НО 36485 3220 ±318 -3700 / -1900 18 000 В2 Не-г

НО 36526 2130 ±200 -980 / +3400 16 400 В8 Не-\ук, Б1

НО 36540 470 ± 220 -400 / +1030 15 800 В7 He-wk

НО 36629 440 ± 270 -1300 / +1100 20 300 ВЗ He-wk

НО 36668 900 ± 100 -1590 / +1320 12 800 В7 Не-\ук, Б1

НО 36916 500 ± 125 -640 / -500 12 950 В8 Не^к, 81Мп

НО 37017 1490 ±330 -2300 / -300 20 450 В2 Не-г

Таблица 1. (Продолжение)

Звезда (Ве) ± а, Гс Ве(ех1;г), Гс те, к Бр Рес

НО 37058 1090 ±412 -880 / +1000 19 600 ВЗ He-wk

НО 37140 450 ± 290 -1050 / +400 15 800 В8 He-wk, 818г

НО 37479 1980 ± 155 -1600 / +3500 22 500 В2 Не-г

НО 37642 2100 ± 180 -3000 / +3000 15 200 В9 Не^к, Б1

НО 37776 1260 ±385 -2000 / +2000 23 050 ВЗ Не-г

Н043819 560± 100 + 170 / +740 10 050 В9 Б1

НО 45583 2880 ± 600 -2500 / +3800 12 900 В9 Б1

НО 258586 6000 ± 320 +5100 / +7900 12 960 В8 Б1

ШС 2244-334 6000 ± 320 -6200 В5 He-wk

НО 47756 420± 120 -600 / +100 12 600 В8 81Сг8г

НО 49333 618 ±300 -800 / +800 16 500 В7 Не^к, Б1

НО 49606 916 ±557 -1500 / -100 13 800 В8 HgMnSi

НО 49713 2560 ± 460 -2880 / +2200 11300 В9 81СгЕи

НО 50461 1500 ±700 -2800 / +2200 10 500 В9 Б1Сг

НО 53081 450± 100 -600 / +600 10 400 В9

НО 55522 500 ±100 +38 / +873 16 200 ВЗ ^^аг

НО 56343 3000 ± 70 -3100 10 400 В9

НО 58260 2290 ± 300 -2000 / +2600 19 000 В2 Не-г

НО 61045 310 ± 80 -160 / +470 13 000 В8 Б1

НО 63401 400 ± 80 -650 / +340 10 850 В8 Б1

ШС 2489-40 2000 ± 140 -450 В8

НО 64740 565 ± 114 -870 / +530 24100 В2 Не-г

НО 65987 500 ± 70 -460 / +600 10 200 В9 515 г

НО 66295 400 ± 50 -530 / +440 10 000 В9 Б1

НО 66522 700 ± 350 -80 / +1000 19 500 В2 Не-г

НО 69067 450 ± 50 +500 / +530 10 500 В8 Б1

НО 70331 2800 ± 184 -3000 / -2000 13 200 В8 Б1

НО 73340 1644 ±218 -2300 / -900 14 300 В8 Б1

НО 74168 330± 100 -437 В9 Б1

НО 78316 208 ± 205 -640 / +460 13 200 В8 HgMn?

НО 79158 672 ±226 -1200 / +900 13 000 В8 He-wk

НО 86199 850 ± 67 -921 11000 В9 Б1

НО 89103 2250± 50 -2303 11000 В9 Б1

НО 90044 740 ± 373 -800 / +700 10 400 В9 БЮгБг

Звезда (Ве) ± а, Гс Ве(ех1;г), Гс те, к Бр Рес

НО 92385 450 ± 55 -519 10 200 В9 Б1

НО 92664 803± 100 -1300 / -100 14 500 В9 Б1

НО 96729 900 ± 50 +949 В9 Б1

НО 98340 900 ± 70 +977 10 700 В9 Б1

НО 105362 600 ± 100 -920 / -430 16 300 В5 He-wk

НО 105770 200 ± 80 + 150 / +260 13 000 В9 Б1

НО 109026 342 ± 95 + 140 / +470 16 050 В5 He-wk

НО 112413 1350 ±200 + 140 / +470 11900 В9 SiCrEuHg

НО 115440 3100 ± 75 +3120 12 200 В9 Б1

НО 122532 665 ±268 -900 / +900 11800 В9 Б1

НО 124224 570 ± 323 -437 / +811 12 400 В9 Б1

НО 125823 470 ± 253 -440 / +370 19 500 ВЗ He-wk

НО 127575 730 ± 70 +807 12 000 В9 Б1

НО 128775 300 ± 60 -340 12 200 В9 Б1

НО 133029 2420 ± 320 +1300 / +3300 11000 В9 БЮгБг

НО 133652 1100 ±200 -2100 / +700 13 300 В9 Б1Сг

НО 133880 2415 ±240 -4400 / +1920 11300 В9 Б1

НО 137193 680 ± 220 +230 / +970 11000 В9 Б1

НО 137509 1020 ±416 -1200 / +2200 14 000 В8 81СгРе

НО 138758 360 ± 50 +415 10 500 В9 Б1

НО 138769 150 ± 70 -260 / -20 ВЗ ^^к

НО 142301 2100 ±420 -4100 / +1600 17 300 В4 He-wk

НО 142884 950± 120 15 000 В9 Б1

НО 142990 1300 ±255 -2500 / +600 17 800 В5 He-wk

НО 143474 4292 ±362 +4200 / +5100 12 850 В9 Б1

НО 144334 783 ±257 -1400 / +500 15150 В8 ^^к

НО 144661 542 ±318 -400 / +1100 15 700 В8 He-wk

НО 145501 1240 ±238 -1480 / +1190 15100 В9 He-wk

НО 146001 647 ±382 -200 / +1300 13 700 В8 He-wk

НО 147010 4032 ± 402 -4500 / -2500 12 850 В9 818гСг

НО 149277 2000 ± 105 +2200 В2 pec

СО-48° 11051 1808 ± 100 -2010 / -1780 В1 Не-г

НО 151965 2602 ±282 -3700 / -550 14 700 В9 Б1

НО 159545 310 ±110 -360 / -150 11550 В9 Б1

Звезда (Ве) ± а, Гс Ве(ех1;г), Гс те, к Бр Рес

НО 168733 815 ±276 -1000 / -400 14 300 В7 Ш^к

НО 170000 350± 150 -180 / +640 11650 В9 Б1

НО 170836 490±140 -700 / +300 13 480 В7 Р

НО 175362 3570 ± 440 -5000 / +7000 17080 ВЗ Ш^к

НО 343872 2930 ± 320 -700 / +4500 11780 В8 Б1

НО 179761 480 ± 240 -590 / +170 11900 В8 Б1

НО 338226 1080 ± 195 +440 / +1490 10 500 В9 Б1

НО 183339 1296 ±465 -1600 / +1800 13 900 В8 He-wk

НО 184927 1465 ±430 -1200 / +3000 21500 В2 Не-г

НО 196178 973 ±238 -1500 / -700 13 400 В9 Б1

НО 196606 900 ± 200 -1110 / +1040 12 000 В8 Б1

НО 199728 400 ± 200 -470 / +720 12 000 В9 Б1

НО 200311 1490 ±430 -1800 / +1800 13 000 В9 SiCrHg

НО 207188 1220 ±310 -1510 / +1000 12 300 В9 Б1

Н0213918 1730 ±200 > +2000 15 900 В7 515 г

НО 215441 17500 ±500 +10000/+20000 15 900 В5 Б1

НО 217833 3000 ± 500 -6200 / -1500 16 000 В8 He-wk

НО 221006 2000 ± 200 +410 / +990 13 400 В9 Б1

НО 221936 2000 ± 200 -2500 / +2900 10 000 В9 Б1

НО 223640 643 ±218 -20 / +820 12 300 В9 Б1

НО 224801 1320 ±380 +250 / +2270 11800 В9 БЮгЕи

Сравним магнитные поля выделенных нами Вр-звёзд и Ар-звёзд из каталога [8]. Гистограмма распределения величины (Бе) для них продемонстрирована на Рис. 1.

Так как для большинства объектов каталога [8] получено малое количество измерений в случайные фазы периода вращения, среднеквадратическое поле (Бе) является наиболее приемлемым параметром для сравнительного анализа из-за большей устойчивости, чем, например, экстремальное значение поля.

Большинство объектов в каталоге [8] составляют Ар-звёзды. Функция распределения величины (Бе) всех известных магнитных Ар-звёзд приведена на Рис. 1а. Средняя величина продольной компоненты: (Ве) = 1005 Гс.

Функция распределения величины (Бе) Вр-звёзд из Таблицы 1 приведена на Рис. 1Ь.

Средняя величина продольной компоненты для Вр-звёзд: (Ве) = 1432 Гс.

Сравнение выборок по методу Колмогорова-Смирнова показывает, что магнитное поля Вр-звёзд больше, чем у Ар-звёзд, уровень значимости высокий (тест Колмогорова-Смирнова: р^а1ш = = 0.069, тест Манна-Уитни: р^а1ш = 0.005). По критериям распределения Стьюдента достоверность различий средних составляет 97%.

Таким образом, мы видим, что значительное увеличение количества наблюдательных данных не привело к изменению давно известной закономерности: магнитное поле горячих и массивных звёзд в целом примерно в 1.4 раза больше, чем холодных. Статистическая надежность полученного вывода достаточно высокая (от 93% до 99.5% — при использовании различных критериев).

60

50

40

30

20

10

0

40

35

30

25

20

15

10

5

0

2000 4000

<бе>, в

6000

2000 4000

<Ве>, в

6000

Рис. 1. Гистограмма распределения величины (Бе) для Ар (а) и Вр-звёзд(Ь).

Однако, нельзя считать, что найдена общая для всех магнитных звёзд закономерность, так как различия полей отдельных объектов очень велики. Распределение по величине магнитного поля крайне неоднородно и для Вр, и для Ар-звёзд. В последние годы были обнаружены несколько холодных Ар-звёзд с очень сильными магнитными полями, величина которых превышает 20 кГс на поверхности, например, HD 178892 (Кудрявцев и др. [21]), HD 154708 (Хубриг и др. [30]) и другие. Возраст HD 178892 составляет 730 млн лет [31], что указывает на хронологически старую звезду. Кочухов и Баньюло [28] вычислили возраст HD 154708 £ = 9.29, а Куртц и др. [32] нашли

у нее быстрые пульсации, характерные для самых холодных и маломассивных Ар-звёзд. Таким образом, мы видим, что имеются несомненные доказательства того, что старые маломассивные звёзды могут обладать очень сильными магнитными полями.

Вторая трудность при сравнительном анализе магнитных полей Ар- и Вр-звёзд заключается в том, что для большей части объектов из списка [8] выполнено не более 4—5 измерений в случайные фазы периода вращения, а недавно открытые на FORS1 VLT магнитные звёзды в скоплениях[23] наблюдались и того меньше, всего по 1—2 раза.

Так как продольная компонента поля Ве меняется с фазой вращения звезды, среднеквадратические поля (Ве) и экстремумы продольной компоненты Ве (ех^) различных объектов невозможно сравнивать между собой при малом числе наблюдений, так как они будут меняться с изменением количества измерений.

Нахождение какого-либо “истинного” поля, например, поля на полюсе диполя Вр, которое можно было бы сравнивать для разных звёзд, требует моделирования, основанного на анализе кривой переменности продольной компоненты поля с привлечением других физических параметров исследуемого объекта. Такое моделирование проведено для относительно небольшого числа звёзд, что недостаточно для статистического анализа. Кроме того, оно не отличается высокой точностью.

Рассмотрение вопроса о моделировании требует отдельной статьи. Здесь мы решили сравнить средние магнитные поля звёзд, для которых имеется достаточно большое количество измерений. При этом мы учитываем, что некоторые объекты с экстремальными полями или другими уникальными свойствами могут не попасть в наш список из-за малого количества выполненных для них измерений поля.

3.2. Объекты с надежно измеренными полями

Наш анализ показывает, что величины (Ве) и Ве (ех^), характеризующие магнитного поле, становятся устойчивыми и практически не изменяются, если проведено не менее 8—10 наблюдений, покрывающих весь период вращения звезды.

В качестве компромисса, позволяющего, с одной стороны, отобрать достаточное количество звёзд для статистических исследований, а с другой — обеспечить возможность сравнения магнитного поля разных звёзд, мы выбрали для дальнейшего анализа объекты, для которых выполнено не менее 8 измерений Ве. Список магнитных СР-звёзд разного спектрального класса и возраста, для которых выполнено достаточно измерений. выделен из каталога [8] и представлен в Таблице 2.

0

0

Звезда (Ве) ± а, Гс Ве(ех1г), Гс Бр Рес log^

НО 965 400 ± 50 -400 / +600 А8 БгСгЕи

НО 2453 588 ±202 -1030 / -250 А1 БгСгЕи 8.72

НО 3980 1200 ±200 -1600 / +2000 А7 БгСгЕи 8.83

НО 4778 1026 ±454 -1100 / +1400 А1 БгСгЕи 8.26

НО 5737 324± 142 -400 / +500 В6 Не^к 7.97

НО 6757А 2730 ± 160 +2300 / +2900 АО СгЕиБ!

НО 8441 284 ±227 -750 / +400 А2 Бг 8.66

НО 9996 833 ± 174 -1700 / +600 В9 СгЕиБ! 8.41

НО 10783 1269 ±260 -1200 / +1800 А2 818гСг 8.51

НО 11503 545 ± 344 -900 / +410 А1 81Сг8г 8.47

НО 12288 1643 ± 150 -3100 / -200 А2 Сг81 8.54

НО 12447 365 ±266 -510 / +430 А2 818гСг 8.41

НО 14437 1829 ±260 -2000 / -800 В9 СгЕи81 8.36

НО 15144 802 ±216 -1100 / -530 А5 8гСгЕи 8.63

НО 18078 800 ± 100 -850 / +1200 АО 8гСг

НО 18296 440 ±216 -1000 / +1350 АО 81Сг 8.38

НО 19712 2510 ±250 -3800 / +1900 В9 СгЕи 6.74

НО 19832 315 ±233 -350 / +380 В8 81 7.95

НО 22316 1250 ±348 -2200 / +600 В9 CrHgSi 8.24

НО 22470 733 ± 408 -1100 / +1200 В9 Не^к 8.10

НО 24155 803 ± 170 -440 / +1660 В9 81 7.30

Н024712 802 ± 171 -200 / +1600 А9 8гСгЕи 9.07

НО 25823 668 ± 470 -100 / +1200 В9 8г81 8.13

НО 27309 1755 ±602 -4000 / -200 АО 8г81 8.07

ВО -01°709 300 ± 100 -600 / +800 Е0 8гЕи

НО 30466 1464 ±293 + 1000 / +2200 АО 81 8.21

НО 293764 3760 ± 220 +2600 / +4200 А2 8гСгЕи 7.3

НО 32633 2760 ± 263 -5700 / +3500 В9 81Сг 6.39

НО 34452 743 ± 434 -300 / +100 В9 81 7.82

НО 34719 880 ± 220 -500 / +1200 АО SiHgCrEu 7.5

НО 37017 1490 ±338 -2300 / -300 В2 Не-г 6.4

НО 37479 1980 ± 155 -1600 / +3500 В2 Не-г 6.6

НО 37642 2100 ± 180 -3000 / +3000 В9 Не^к 6.4

НО 37776 1260 ±385 -2000 / +2000 ВЗ Не-г 6.6

Звезда (Ве) ± а, Гс Ве(ех1т), Гс Бр Рес log^

НО 40312 340 ± 60 -240 / +360 АО Б1 8.36

Н041403 330± 150 -500 / +450 В9 БгСгЕи

НО 42605 200 ± 40 -450 / +100 АЗ БгСгЕи

НО 45583 2880 ± 600 -2500 / +3800 В9 Б1 7.30

НО 258686 6000 ± 320 +5100 / +7900 В8 Б1 8.36

Н047ЮЗ 3326 ±365 -4000 / -3000 А8 БгЕи

НО 49333 618 ±300 -800 / +800 В7 Не-\ук 7.27

НО 49606 916 ±557 -1500 / -100 В8 HgMnSi

НО 49976 1490 ±360 -2000 / +2200 А1 БгСгЕи 8.45

НО 50169 1220 ±220 -1500 / +2000 АЗ БгСгЕи

НО 51418 401 ± 200 -200 / +750 АО НоОу

НО 55719 1400 ± 264 -1040 / +2100 АЗ БгСгЕи 8.67

НО 58260 2290 ± 300 +2000 / +2600 В2 Не^к 7.41

НО 59435 800 ± 50 -1200 / +900 А4 БгСгБ!

НО 62140 1336 ±306 -2200 / +3200 ГО БгЕи 8.90

НО 64740 565 ± 114 -870 / +530 В2 Не-г 7.10

НО 65339 3200 ± 400 -5400 / +4200 А2 БгСгЕи 8.84

НО 71866 1680 ±236 -2000 / +2000 А1 818гЕи 8.74

НО 72968 480 ±288 -700 / +500 А1 БгСг 8.43

НО 74521 812 ± 141 -200 / +1400 А1 БЮгЕи 8.42

НО 78316 208 ± 205 -640 / +460 В8 HgMn??

НО 79158 672 ±266 -1200 / +900 В8 Не-\ук 8.16

НО 81009 1438 ±236 -100 / +2500 АЗ Сг818г 8.90

НО 83368 576 ± 264 -800 / +800 А8 БгСгЕи 9.02

НО 90569 192 ± 58 -230 / +400 АО БЮгЕи 8.50

НО 92664 803 ± 40 -1300 / -100 В9 Б1 7.84

НО 94660 2352 ±265 -3300 / -1800 АО ЕиСгБ! 8.42

НО 96446 1105 ±248 -2100 / -1100 В2 Не-г 6.46

НО 96707 1070 ± 722 -3900 / +800 ГО Бг 8.87

НО 98088 802 ± 284 -1200 / +1000 А8 БгСгЕи 8.85

НО 103498 333 ± 138 -630 / +250 А1 СгЕиБг

НО 108662 620 ± 200 -1150 / +550 АО БгСгЕи 8.42

НО 110066 204 ± 50 -370 / +300 А1 БгСгЕи 8.71

НО 111133 806± 143 -1500 / +500 А1 БгСгЕи 8.55

Звезда (Ве) ± а, Гс Ве(ех1г), Гс Бр Рес

НО 112185 365 ± 60 -50 / +150 АО Сг 8.61

НО 112413 1350 ±200 -1400 / +1600 В9 8.27

НО 115708 927 ±405 -1500 / +900 АЗ БгСгЕи 8.97

НО 116114 1923± ИЗ -2200 / -1800 ГО БгСгЕи 9.01

НО 116458 1925 ±273 -2200 / -1300 АО 81ЕиСг 8.48

НО 118022 808 ±225 -1800 / -200 А1 БгСгЕи 8.66

НО 119213 1220 ±440 -500 / +1200 А4 СгЕиБг 8.69

НО 119419 1770 ±455 -4200 / +1800 АО БЮгЕи 7.73

НО 120198 705 ± 337 -1300 / +200 В8 ЕиСг 8.20

НО 122532 665 ±268 -900 / +900 В9 8.27

НО 124224 570 ± 323 -437 / +811 В9 7.97

НО 125248 1505 ±295 -2500 / +2800 А1 СгЕи 8.37

НО 125823 470 ± 253 -440 / +370 ВЗ Не^к 7.51

НО 126515 1720 ±323 -2000 / +2000 А2 СгБг 8.07

НО 133029 2420 ±319 + 1300 / +3300 В9 БЮгБг 8.41

НО 133652 1110 ±200 -2100 / +700 В9 БЮг 6.39

НО 133880 2415 ±241 -4400 / +1920 В9 8.15

НО 134214 458 ± 150 -800 / -200 Г2 БгСгЕи 9.05

НО 134793 770 ± 250 -800 / +900 А4 БгСгЕи

НО 137509 1026 ±416 -1200 / +2200 В8 БЮгГе 7.89

НО 137909 750 ± 100 -900 / +1000 ГО БгСгЕи 8.95

НО 137949 1500 ± 120 +980 / +1220 ГО БгСгЕи 9.07

НО 140160 820 ±712 -1840 / +760 АО БгСг 8.62

НО 142070 400 ± 60 -700 / +600 АО БгСгЕи

НО 142990 1304 ±255 -2500 / +600 В5 Не-\ук 7.54

НО 144334 783 ±257 -1400 / +500 В5 Не^к 7.72

НО 147010 4032 ± 402 -4500 / -2500 В9 81Сг8г 6.47

НО 148112 650 ±441 -250 / -90 В9 БгСгЕи 8.63

НО 148330 304± 154 -600 / +200 А2 818г 8.71

НО 151965 2602 ±282 -3700 / -550 В9 7.68

НО 152107 1487 ±250 +500 / +2000 А2 БгСгЕи 8.74

НО 153882 1750 ±562 -1800 / +3100 В9 БгСгЕи 8.55

НО 165474 470 ±100 -100 / +900 А7 БгСгЕи 8.99

НО 168733 815 ±276 -1000 / -400 В7 Не^к 8.12

Звезда (Ве) ± а, Гс Be(extr), Гс Sp Рес logt

HD 170397 615 ±252 -650 / -870 АО SiCrEu 7.70

HD 173650 326 ±275 -500 / +700 В9 SiCrSr 8.44

И D 349321 2700 ± 300 -4400 / +1900 В9 Si

HD 175362 3570 ± 448 -5000 / +7000 ВЗ He-wk 6.92

HD 178892 5410 ±470 +2100 / +7200 АО SrCrEu 8.91

HD 343872 2930 ± 320 -700 / +4500 В8 Si

HD 184927 1465 ±430 -1200 / +3000 В2 He-r 6.85

HD 187474 1488 ± 143 -1800 / +1800 АО CrEuSi 8.52

HD 188041 1100 ±200 -200 / +1500 А6 SrCrEu 8.80

HD 192678 1410 ± 160 + 1000 / +1800 А4 Cr 8.59

HD 196178 973 ±238 -1500 / -700 В9 Si 7.99

HD 196502 490 ± 200 -700 / -200 АО SrCrEu 8.57

И D 335238 1738 ±247 -3040 / +1260 АО SrCrEu

HD 200311 1490 ±427 -1800 / +1800 В9 SiCrHg

HD 201601 600 ± 100 -1100 / +600 F0 CrEu 8.99

HD 205087 500 ± 200 -200 / +800 В9 SiSrCrEu 8.39

HD 215441 17500 ±500 +10000/+20000 В5 Si

HD 217833 3000 ± 500 -6200 / -1500 В8 He-wk 8.82

И D 220825 269 ±247 -430 / +190 АО SrCr 8.57

HD 221936 2000 ± 200 -2500 / +2900 В9 Si 8.45

надежная база, позволяющая приступить к поиску различных статистических зависимостей, необходимых для выбора вариантов эволюции магнитного поля. Возраста оценены для 56 Ар-звёзд (в том числе и для 8 наименее массивных F-звёзд) и для 46 объектов класса Вр. Информация о возрасте отсутствует для 6 Вр и 14 Ар-звёзд.

Доля Вр-звёзд в Таблице 2 составляет 42%, что несколько больше, чем в каталоге [8], где она составляет 35%. Различия между указанными величинами несущественные, и это означает, что процент магнитных звёзд с достаточно большим количеством измерений поля примерно одинаков для всех типов СР-звёзд, предпочтений в наблюдениях избранных звёзд каким-либо спектральным подклассам или типам пекулярностей не отдавалось.

В Таблице 2 оказались 14 звёзд с усиленными линиями кремния (подтип Si), 15 — подтипа Si+,

12 — с ослабленными линии гелия (Не^к), и

В колонках Таблицы 2 приведены: среднеквадратическое поле {Be) и экстремальное значение продольной компоненты Be(extr) (из работы [8]), спектральный класс и тип пекулярности (из каталога [4]). Возраст звёзд рассеянных скоплений (log t) был взят равным возрасту соответствующего скопления (найден в базе данных WEBDA). Для звёзд поля величины log t взяты из работы [28]: в ней они вычислялись по смоделированным эволюционным трекам. Возраст нескольких объектов был найден в других источниках, помещённых в базу данных VIZIER.

Таким образом, достаточно большое (не менее 8) количество измерений поля выполнено для 122 Ap/Bp-звёзд, что составляет 34% от всех магнитных звёзд, имеющихся в каталоге Романюка и Кудрявцева [8].

Возраст log t был взят из литературных источников для 102 объектов (83.6% от общего количества). Мы считаем, что уже имеется достаточно

log t

log t

Рис. 2. Зависимость величины магнитного поля от возраста. (а) Все звёзды, (Ь) Вр-звёзды.

20 15 10

5 0

6 6,5 7 7,5 8 8,5 9 9,5

log t

10 8

6 4 2 0

6 6,5 7 7,5 8 8,5 9 9,5

log t

Рис. 3. Гистограмма распределения возрастов для Ap (а) и Bp-звёзд (b).

I | I | I | I | I | I | г - (b) -------------------------------------------------

J_______I______I_____I______I______I_____I______I______I_____I______I______I______L

-1|I|I|I|I|I|Г

(a)

J_____I___I ГГ I______|___I____|___I___|___L

6 — с усиленными линиями гелия (Не-г). Пропорции аналогичны тем, какие наблюдаются в полном списке 125 магнитных Вр-звёзд.

Посмотрим, улучшится ли корреляция магнитного поля с возрастом при условии, что в анализе будут учитываться только звёзды с надежно измеренными полями (из Таблицы 2).

Зависимость величины поля (Бе) для Ар и Вр-звёзд продемонстрирована на Рис.2.

На Рис. 2а приведена зависимость величины среднеквадратического продольного поля от возраста для 102 Ар/Вр-звёзд из Таблицы 2. На Рис. 2Ь представлена аналогичная зависимость только для 46 Вр-звёзд.

На Рис. 2 виден слабый тренд — уменьшение поля с возрастом, но наблюдается большая дисперсия величин магнитных полей звёзд одинакового возраста. Кроме того, наблюдается повышенная

концентрация Ap-звёзд в интервале возрастов log t от 8.0 до 9.0 (Рис. 2a).

Построим гистограмму распределения абсолютных (хронологических) возрастов Ap/Bp-звёзд. Она продемонстрирована на Рис. 3.

Обращает на себя внимание, что большинство (69%) магнитных Ap-звёзд из Таблицы 2 расположены в узком интервале возрастов log t = 8.20—8.90 (Рис. 3a). Среднее значения возраста звёзд выборки:

{log t) = 8.57.

Только 4 Ap-звезды из 56 имеют возраст log t < 8.0 (или 7.1%), и нет ни одной с возрастом log t < 7.0.

Совсем другая картина наблюдается для Bp-звёзд. Видим, что они расположены в широком интервале возрастов от log t = 6.4 до log t = 8.5 без явно выраженного пика (Рис. 3b). Среднее

значения возраста нашей выборки магнитных Bр-звёзд:

{log t) = 7.65.

Статистические тесты показывают, что распределение возрастов Ap/Bp-звёзд нашей выборки различаются с очень высоким уровнем достоверности: (тест Колмогорова-Смирнова: p-value = = 3.894 х 10_11, тест Мунна-Уитни: p-value = = 1.722 х 10_12). Средние величины различаются с уровнем достоверности более 99% по критериям распределения Стьюдента.

Этим мы показываем, что эволюцию магнитных полей CP-звёзд во время их пребывания на Главной последовательности следует изучать по Bp-звёздам. На это есть несколько причин.

1. Практически все Ap-звёзды нашей выборки являются звёздами поля, поэтому их возраст определялся по эволюционным трекам [28]. Из распределения на Рис. 3a хорошо видно,что большинство звёзд сконцентрированы в интервале log t от 8.2 до 8.9, т.е. возраст различается не более, чем в

5—6 раз. В то же время, эти различия для Bp-звёзд достигают двух порядков. Так как в среднем возраста магнитных Ap-звёзд различаются мало, их использование не даст эффекта при попытках построения эволюционных зависимостей. Для этой цели необходимо исследовать и сравнивать объекты, возраст которых различается существенно.

2. В отличие от Ap-звёзд, возраст примерно половины Bp-звёзд найден по возрасту скоплений, членами которых они являются. Величина log t звёзд скоплений определяется значительно увереннее, чем объектов поля по эволюционным трекам, поэтому можно считать, что в целом возраст Bp-звёзд нашей выборки определен более надежно, чем Ap-звёзд.

3. Нельзя исключить, что примерно одинаковый хронологический возраст большей части Ap-звёзд поля из нашей выборки связан с ограничениями метода определения log t по эволюционным трекам, но обсуждение этого вопроса выходит за пределы предлагаемой нами работы.

Тем не менее, очевидно, что менее массивные Ap-звёзды эволюционируют на Главной последовательности существенно дольше, чем более массивные Bp-звёзды и, тем самым, их хронологический возраст в среднем несомненно больше, что Рис. 3 и демонстрирует. Поэтому сравнение магнитных полей Ap и Bp-звёзд может дать ценные сведения об эволюции магнитных полей при жизни звезды на ГП.

В работе Кочухова и Баньюло [28] рассчитывается еще и эволюционный возраст т, соответствующий доле времени, которую звезда уже провела на Главной последовательности. Использование эволюционного возраста вместо хронологического требует еще более сложных вычислений, поэтому вопрос нуждается в дополнительном обсуждении. Кроме того, количество звёзд с вычисленными величинами т в 2 раза меньше, чем найденными разным способами величинами ^ £, что существенно обедняет и так небольшую статистику. Анализ магнитных полей в зависимости от величины т будет выполнен в другой работе.

Сравним средние величины магнитных полей (Бе) всех Ар и Вр-звёзд из Таблицы 2, независимо от того, имеются ли сведения в литературе об их возрасте. Это мы делаем для того, чтобы использовать максимально возможную выборку звёзд с измеренными полями, принимая во внимание, что в среднем возраст Вр-звёзд меньше. Получаем:

(Бе) = 1170 Гс для Ар-звёзд,

(Бе) = 1776 Гс для Вр-звёзд.

Сравнение средних показывает, что в целом магнитное поле (Бе) Вр-звёзд больше примерно в 1.5 раза, но уровень достоверности полученных различий средних не очень высокий — порядка 80% (согласно критериям распределения Стью-дента). Видим, что и для этой выборки сохраняется тренд: поле уменьшается с уменьшением массы и ростом возраста звёзд.

3.3. Возраст звёзд с наиболее сильными полями

Логично предположить, что если указанный выше (см. Рис. 2) тренд реально существует, то звёзды с самыми сильными полями должны чаще встречаться среди хронологически молодых объектов. Для экспериментальной проверки этого утверждения из работ [8, 12] выделим СР-звёзды у которых по крайней мере один из параметров соответствует следующим критериям: 1) среднеквадратическое поле (Бе) > 2 кГс, 2) любой из экстремумов продольной компоненты Бе(вх1т) > 3 кГс.

В Таблицу 3 включены также звёзды HD 35502 и HD 37776, которые формально не удовлетворяют выше перечисленным критериям. Но наблюдения и модельные расчеты показывают, что они обладают сильными полями сложной топологии, экстремальные значения поля значительно превышают 3 кГс.

Таблица 3. Звёзды с наиболее сильными полями

Звезда (Ве) ± а, Гс Вє(єхіт), Гс Бр Рес Іс^і

ВО+40° 175 А 2800 ± 150 -3400 / -2000 А2 БгСгЕи

ВО +40° 175 В 1500 ± 150 +800 / +2000 А СгЕи

НО 6757А 2730 ± 160 +2300 / +2900 АО СгЕиБі

НО 12288 1643 ± 150 -3100 / -200 А2 СгБі 8.54

НО 19712 2510 ± 250 -3800 / +1900 В9 СгЕи 6.74

НО 27309 1755 ± 602 -4000 / -200 АО БгБі 8.07

НО 27404 1700 ± 190 -3100 / +1100 АО Бі

НО 32633 2760 ± 263 -5700 / +3500 В9 БіСг 6.39

НО 35298 2275 ± 444 -2810 / +2920 В6 He-wk 7.3

НО 35502 1490 ± 140 -2295 / -50 В6 He-wk 7.3

НО 36485 3220 ± 318 -3700 / -1900 В2 Не-г 6.6

НО 36526 2130 ± 200 -980 / +3400 В8 Не-\ук,8і 6.6

НО 290665 1500 ± 200 -1600 / +7000 АО СгЕиБг

НО 37479 1980 ± 155 -1600 / +3500 В2 Не-г 6.6

НО 37642 2100 ± 180 -3000 / +3000 В9 He-wk 6.4

НО 37776 1260 ± 385 -2000 / +2000 ВЗ Не-г 6.6

НО 45583 2880 ± 600 -2500 / +3800 В9 Бі 7.30

НО 258686 6000 ± 320 +5100 / +7900 В8 Бі 8.36

НО 47103 3326 ± 365 -4000 / -3000 А8 БгЕи

НО 49713 2560 ± 460 -2880 / +2200 В9 БіСгЕи

НО 55755 3100 ± 40 -3280 В9 Бі 7.97

НО 56343 3000 ± 70 -3100 В9 7.08

НО 58260 2290 ± 300 +2000 / +2600 В2 He-wk 7.41

НО 62140 1336 ± 306 -2200 / +3200 ГО БгЕи 8.90

НО 65339 3200 ± 400 -5400 / +4200 А2 БгСгЕи 8.84

НО 66318 5000 ± 30 +5000 / +5200 АО ЕиСгБг 8.85

НО 70331 2800 ± 184 -3000 / -2000 В8 Бі

НО 93507 2164 ± 278 +1600 / +2600 АО БіСг

НО 94660 2352 ± 265 -3300 / -1800 АО ЕиСгБі 8.42

НО 96707 1070 ± 722 -3900 / +800 ГО Бг 8.87

НО 112381 3400 ± 245 -3700 / -3100 АО БіСг 7.02

НО 115440 3100 ± 75 +3120 В9 Бі 6.51

НО 119419 1770 ± 455 -4200 / +1800 АО БіСгЕи 7.73

НО 133029 2420 ± 319 +1300 / +3300 В9 БіСгБг 8.41

Звезда (Ве) ± а, Гс Be(extr), Гс Sp Рес logt

HD 133880 2415 ± 241 -4400 / +1920 В9 Si 8.15

HD 138218 240 ±1600 -3500 / +1300 F2 Sr

HD 142301 2100 ± 420 -4100 / +1600 В4 He-wk 7.27

HD 143473 4292 ± 362 +4200 / +5100 В9 Si 6.44

HD 147010 4032 ± 402 -4500 / -2500 В9 SiCrSr 6.47

HD 151965 2602 ± 282 -3700 / -550 В9 Si 7.68

HD 153882 1750 ± 562 -1800 / +3100 В9 SrCrEu 8.55

HD 154708 6000 ± 50 +5764 / +7530 А2 SrCrEu

HD 157751 4000 ± 55 +3968 / +4063 В9 SiCr

HD 318107 3000 ± 50 +1000 / +5200 В8 7.97

ИD 349321 2700 ± 300 -4400 / +1900 В9 Si

HD 175362 3570 ± 448 -5000 / +7000 ВЗ He-wk 6.92

HD 178892 5410 ± 470 +2100 / +7200 АО SrCrEu 8.91

HD 343872 2930 ± 320 -700 / +4500 В8 Si

HD 184927 1465 ± 430 -1200 / +3000 В2 He-r 6.85

HD 335238 1738 ± 247 -3040 / +1260 АО SrCrEu

HD 209051 2620 ± 640 -3300 / -1040 АО SrCrEu

HD 215441 17 500 ± 500 +10 000/+20 000 В5 Si

HD 217833 3000 ± 500 -6200 / -1500 В8 He-wk 8.82

HD 221936 2000 ± 200 -2500 / +2900 В9 Si 8.45

Итак, удалось выделить 54 CP-звезды, магнитные поля которых соответствуют принятым критериям отбора. У 37 из них (68.5%) определен возраст. Гистограмма распределения возрастов log t для Ap и Bp-звёзд с самыми сильными полями продемонстрирована на Рис.4.

Видим, что 12 звёзд из 37 имеют log t > 8.0, 14 — log t от 7.0 до 8.0 и 11 — менее 7.0. Среднее значение возраста:

(log t) = 7.58

Сравнивая со средним возрастом выборки Ap-звёзд ((logt) = 8.57) и Bp-звёзд ((logt) = 7.65) из Таблицы 2 видим, что действительно Ap/Bp-звёзды с наиболее сильными полями чаще находят среди молодых объектов.

32 звезды из 54-х (59.3%) принадлежит к спектральному классу В, что значительно выше общей

доли B-звёзд (35.2%) в списке Романюка и Кудрявцева [8] и является дополнительным доказательством хронологической молодости объектов с сильными полями.

Несмотря на то, что (как видно из Рис. 4) примерно 1 /3 часть объектов имеет log t > 8.0, в целом распределение явно смещено в сторону молодых звёзд по сравнению с гистограммами, приведёнными на Рис. 3.

Таким образом, наше предположение о том, что звёзды с самыми сильными полями должны быть преимущественно молодыми, получает достаточно веское наблюдательное подтверждение.

Посмотрим распределение объектов по типам пекулярности. В таблице 3 имеется: SrCrEu —

13 звёзд, Si+--11 звёзд, Si — 13 звёзд, He-wk —

7 звёзд, He-r — 5 звёзд. Видим, что большинство из них составляют звёзды с усиленными линиями

6

2

0

6 6,5 7 7,5 8 8,5 9

log t

Рис. 4. Распределение возрастов log t CP-звёзд с

сильными полями.

кремния (Si и Si+) = 44.4%, доля звёзд с аномальными линиями гелия (He-wk и He-r) ровно в два раза меньше (22.2%).

Отметим, что относительная доля звёзд He-r и Si+ среди объектов с самыми сильными полями в 2 раза выше доли звёзд типа Si и He-wk по сравнению с распределением по типам пекулярности в общем списке магнитных B-звёзд в Таблице 1.

3.4. Магнитные поля объектов с возрастом log t > 7.5 и log t < 7.5

Для полноты картины построим еще две выборки: магнитных Ap/Bp-звёздс абсолютным возрастом log t больше и меньше 7.5. В отличие от предыдущего раздела, где мы зафиксировали поле в определенных границах и сравнили возраст звёзд, здесь мы зафиксируем возраст и сравним поля.

Построенные таким образом выборки не являются полностью независимыми от приведенных выше, тем не менее существенно отличаются по набору объектов.

Выберем из Таблицы 2 звёзды, принадлежащие молодым скоплениям и, в частности, в Орионе и Скорпионе, а также звёзды поля с возрастом log t < 7.5, и найдем распределение магнитных полей у них. Мы нашли 17 таких объектов. Среднее значение (Be) молодых звёзд:

Щ) = 2010 .

Найдем среднее значение (Be) 84 звёзд, имеющих log t > 7.50:

B = 1176 .

Таким образом, мы видим, что среднее значение среднеквадратического продольного поля (Ве) для 17 молодых звёзд с возрастом log t < 7.5 примерно в два раза больше, чем для 84 звёзд с log t > 7.5. Уровень достоверности этих различий 99%.

4. ЗАДАЧИ БЛИЖАЙШИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

4.1. Введение

В предыдущих разделах мы провели анализ современного состояния проблемы, связанной с изучением эволюции магнитных полей звёзд на ГП. Мы не претендуем на полноту этого анализа, наша главная цель — очертить круг проблем, решением которых целесообразнее всего заняться в ближайшее время.

Используя различные критерии мы построили разнообразные выборки магнитных звёзд, которые послужили базой, на основании которой выполнен анализ магнитных полей у объектов разного возраста. Сравнение выборок показывает, что во всех случаях с той или иной степенью достоверности в среднем магнитное поле у молодых массивных звёзд больше, чем у более старых объектов.

Общий тренд очень маскируется большим разбросом данных по индивидуальным объектам. Дисперсия вызвана физическими причинами, а не ошибками методики. Этот вывод не нов, важно то, что несмотря на трёхкратное увеличение количества звёзд с измеренными магнитными полями и найденными возрастами, общий ход зависимости не изменился — поле у горячих звёзд больше.

Однако, основываясь только на полученных выше данных, мы не можем отдать предпочтение реликтовой теории. Так как молодые и горячие звёзды вращаются в целом быстрее, их большее поле можно истолковать также и в пользу теории динамо.

4.2. Цели новых наблюдений

Мы считаем, что при помощи статистических исследований большой выборки объектов удастся провести объективные тесты, указывающие на конкретные механизмы образования магнитного поля CP-звёзд и его эволюции на ГП.

Если удастся надежно подтвердить уменьшение магнитного поля с возрастом, значит звезда имеет реликтовое поле. Если будет найдено уменьшение поля с увеличением периода вращения — значит работает механизм динамо. Если не будет найдено никаких зависимостей — это может означать, что либо наши теоретические предсказания еще далеки

от совершенства, либо измеряемое нами в атмосфере поле может быть не совсем адекватной характеристикой общего магнитного момента звезды.

Поиски и изучение указанных закономерностей, на наш взгляд, целесообразно проводить по звёздам разной массы. Массивные Вр-звёзды, периоды вращения которых различаются сравнительно мало, но их возраста заключены в интервале от нескольких миллионов до нескольких сотен миллионов лет, лучше всего использовать при поисках эволюционных зависимостей. Напротив, хронологические возраста менее массивных Ар-звёзд различаются мало, но периоды вращения находятся в широком диапазоне — от нескольких суток до десятков лет. Поэтому по Ар-звёздам целесообразно искать зависимости поля от скорости углового вращения.

Цель нашей работы — изучение эффектов эволюции магнитных полей СР-звёзд на Главной последовательности путем комплексного изучения магнитных Вр-звёзд разного возраста.

Как мы показали выше в Таблице 1, в настоящее время известно всего 125 магнитных Вр-звёзд. Поэтому для достижения нашей цели, в первую очередь, необходимо увеличить количество этих объектов с измеренными магнитными полями и найти их возраст. Последний можно определить по эволюционным трекам, но гораздо надежнее искать и изучать магнитные Вр-звёзды среди членов рассеянных скоплений и ассоциаций разного возраста.

Точность измерений магнитных полей Вр-звёзд заметно ниже, чем Ар-звёзд. Это связано с малым количеством линий, наблюдаемых в их спектрах. Кроме того, они часто бывают уширены вращением и имеют сложные профили. У значительной части Вр-звёзд (особенно с аномальными линиями гелия) магнитные поля были открыты на водородном магнитометре Ландстрита (например, [14, 15]), а по зе-емановским спектрам поле не изучалось. Различие методик может дать различные результаты.

Как правило, принимается дипольная структура магнитных полей СР-звёзд. Глаголевский и Герт [34] считают, что ориентации диполей по отношению к оси вращения случайны, как для быстрых, так и для медленных ротаторов.

Важно отметить, что случаи, когда кривая переменности продольной компоненты магнитного поля имеет несинусоидальную форму, известны только для хронологически молодых звёзд. В работе Романюка [35] продемонстрированы 6 звёзд ^ 32633, HD 35502, HD 37776, HD 45583, HD 133880 и HD 175362), кривая переменности продольного поля Ве у которых несинусоидальна, на ней имеются локальные максимумы и минимумы. Это свидетельствует о существовании сильного поля сложной структуры. Примечательно,

что все указанные 6 звёзд молоды, их возраст не превышает 20 млн лет. Указанное обстоятельство поддерживает реликтовую теорию: в ней мелкие сложные структуры возможны в начале эволюции звезды на ГП, далее они относительно быстро распадаются, структура упрощается и к концу эволюции звезды на ГП остается только диполь.

Моделирование магнитных полей недипольной топологии представляется трудной задачей, сложные профили поляризованных линий можно исследовать только самыми совершенными методами (как это было сделано для звезды с усиленными гелия HD 37776 в работе Кочухова и др. [36]).

Необходимо также проверить, является ли поле порядка 50 кГс максимально возможным для магнитных СР-звёзд [35]. Кроме того, можно ожидать, что в сильных полях различные зависимости физических параметров звезды от поля (если они существуют) должны проявиться наиболее сильно, а относительная точность измерений сильных полей выше, что позволяет исследовать более тонкие эффекты при изучении поляризованных профилей спектральных линий.

Нами уже была выполнена работа по поиску сильных магнитных полей у звёзд спектрального класса В9—А7 с большими депрессиями в континууме [21]. Ее результатом было обнаружение и исследование объектов с сильными полями. В указанной работе, используя обнаруженную в Женевской обсерватории корреляцию между величиной магнитного поля на поверхности звезды и степенью аномальности ее континуума, были проведены наблюдения около 150 звёзд с сильными аномалиями спектра на 5200 А и обнаружено около 120 новых магнитных звёзд [33].

Хотя наблюдения показали, что имеют место существенные расхождения в величине магнитных полей, полученных по эффекту Зеемана и предсказанных по фотометрии, тем не менее, объекты с самыми большими аномалиями оказались магнитными звёздами с сильными полями [22]. Наиболее горячие из указанных объектов имеют эффективную температуру около 13 000 К и, таким образом, затрагивают лишь самые поздние подклассы В-звёзд (В8—В9).

У более горячих звёзд аномалии не наблюдаются, следовательно, необходимо искать другие критерии отбора кандидатов для наблюдений. Мы прилагаем усилия для их поиска, но к настоящему времени найдены только косвенные индикаторы наличия магнитного поля у Вр-звёзд с Те > 13 000 К: это аномально сильные линии гелия

и, в меньшей степени, — кремния.

4.3. Основные параметры магнитных B-звёзд

При составлении программы наблюдений на

6-м телескопе мы использовали список объектов, представленный в Таблице 1 настоящей статьи. В ней указаны магнитные поля, температуры, спектральный класс и тип пекулярности всех найденных к настоящему времени Bp-звёзд. Но для дальнейших исследований необходимо иметь данные и о других параметрах наших объектов.

В Таблице 4 приведены сведения о пространственном распределении, кинематике и вращении всех звёзд из Таблицы 1. Основной источник сведений — наша база данных, описанная в работе [19]. При выполнении работы по составлению указанной таблицы широко использовались также параметры из баз данных SIMBAD (www.simbad.u-strasbg.fr/simbad) и VIZIER (http://vizier.u-strasbg.fr/)

Мы проанализировали все имеющиеся у нас сведения, сопоставили данные, полученные разными авторами, и представили в Таблице 4 наиболее надежные, на наш взгляд, параметры магнитных B-звёзд, которые могут быть использованы как в нашей дальнейшей работе, так и другими авторами.

В Таблице 4: l и b — галактические координаты; d — расстояние до объекта в парсеках, вычислены согласно пересмотренным данным каталога HIPPARCOS [37]; лучевые скорости Vr в км/сек — из VIZIER; проекции скоростей вращения на луч зрения v sin i в км/сек — из базы данных [19], значительная часть из них приведена в работе [38]; периоды вращения P в сутках — взяты в основном из каталога Каталано и Ренсона [39] и Приложений к нему. Возраст log t определялся либо по возрасту скопления для входящих в него звёзд, либо взят из работы Кочухова и Баньюло [28]. Указана также принадлежность к скоплению.

В целом имеется согласие возрастов, определенных обоими методами по общим звёздам. В случае разногласий в Таблице 4 помещен возраст скопления, как более надежный [9]. log t для скоплений в основном взят из базы данных WEBDA (www.univie.ac.at/webda).

53 звезды из общего списка (42.4%) входят в рассеянные скопления, что позволяет надежно определить их возраст. По эволюционным трекам Кочухов и Баньюло [28] вычислили log t еще 45 Bp-звёзд. Таким образом, оценки возраста имеются примерно для 80% объектов Таблицы 4.

Далее мы проведем краткий оценочный анализ пространственного распределения и вращения двух основных групп магнитных Bp-звёзд: объектов с аномальными линиями гелия и кремния. Он нам необходим для составления программы будущих наблюдений.

50

ст

ф

■о 0

-О

-50

0 50 100 150 200 250 300 350

l, deg

Рис. 5. Пространственное распределение звёзд с аномальными линиями гелия и кремния.

В данной работе мы не будем анализировать лучевые скорости Bp-звёзд, но отметим, что кинематика магнитных B-звёзд практически не отличается от нормальной. За исключением одной звезды (HD 69067) с большой лучевой скоростью, остальные движутся синхронно с нормальными B-звёздами.

4.4. Пространственное распределение и вращение звёзд с аномалиями кремния и гелия

4.4.1. Членство в скоплениях и пространственное распределение

Анализируя Таблицу 4 видим, что в рассеянные скопления входит только 20% Bp-звёзд с аномальными линиями кремния и 67% Bp-звёзд с аномалиями гелия. Избегание кремниевыми звёздами скоплений и принадлежность большей части гелиевых звёзд к ним нуждается в объяснении.

Вероятно, это следствие различий в физических условиях, имевших место при формировании Bp-звёзд в разных скоплениях. Следует принимать во внимание и возможные эффекты наблюдательной селекции. Звёзды с аномальными линиями гелия имеют большую светимость, чем кремниевые. Следовательно, их легче выявить и наблюдать с анализаторами поляризации в далеких скоплениях. Но большинство скоплений, в которых находятся Bp-звёзды с измеренными магнитными полями находятся относительно близко, поэтому мы считаем, что этот эффект не играет определяющей роли.

На реальность указанных различий указывает следующее: из 18 магнитных Bp-звёзд, входящих в различные молодые скопления и ассоциации в Орионе, все — с аномальными линиями гелия. С другой стороны, в различных группировках в

<*°#

О ф Г, ио о О'

° Ъ * ° о °°х °х°

° ° о °о Щ ° °S

О _ >

_|__________I_I________I_I________I_I_______I_I__________I_I______I_I____■ X I______________I_I________I_I________I_I_____I

Скорпионе-Центавре находятся 9 звёзд с аномальными линиями гелия и 8 — с аномальными линиями кремния. Вопрос ждет своего исследования.

Пространственное распределение звёзд с аномальными линиями гелия и кремния продемонстрировано на Рис. 5.

Видим, что звёзды с усиленными линиями крем-

ния распределены достаточно равномерно по галактической долготе l и имеют достаточно резкую концентрацию к плоскости Галактики. Средний возраст по 27 из них, для которых он определен:

(log t) = 7.77.

Таблица 4. Пространственное распределение и основные параметры магнитных B-звёзд

Звезда 1 Ъ d, ПК К, км/с v sin і, км/с Р, дни log г Скопление

HD315 98.0 -63.3 183 + 13.2 81

HD5737 268.0 -87.3 238 + 10.3 10 21.65 7.97

HD8855 129.9 -18.5 543 -10.0 25

HD 16582 170.8 -52.2 199 + 12.7 И

HD 19832 157.7 -26.0 154 + 11.0 110 0.73 7.95

HD21590 168.7 -31.7 165 +02.4 40

HD21699 148.7 -06.7 185 +00.5 59 2.47 7.85 Mellotte 20

HD 22470 207.5 -50.9 149 + 14.0 75 1.93 8.10

HD 22920 192.1 -44.2 152 + 15.7 50 3.96 8.01

HD24155 176.1 -30.7 123 + 16.3 40 2.53 7.30

HD 25823 167.4 -18.0 128 -02.0 15 7.22 8.13

HD 27309 174.0 -19.8 100 + 12.4 45 1.57 8.07

HD 28843 198.6 -32.1 145 + 18.4 100 1.38 7.65

HD 29009 202.5 -33.5 254 +01.7 60 3.79

HD 29925 195.9 -27.7 342 +21.1 23

HD32145 196.1 -22.4 255 +03.0 60 2.42

HD 32633 171.1 -04.2 180 -19.8 23 6.43 6.39

HD 34452 172.9 -02.1 126 +28.6 45 2.47 7.82

HD 34797 220.3 -28.4 245 + 15.0 42 2.28 8.16

HD 34719 184.8 -09.9 185 + 16.9 49 1.64 7.50 Pleiades group

HD 35008 203.7 -20.6 183 + 11.1 7.30 Ori OB la

HD 35298 200.6 -18.4 530 +25.0 57 1.85 7.30 Ori OB la

HD 35456 205.0 -20.4 580 +21.8 22 1.70 7.30 Ori OB la

HD 35502 205.3 -20.5 425 + 17.6 58 1.70 7.30 Ori OB la

HD 36313 203.8 -18.1 470 +31.3 0.59 6.60 Ori OB lb

HD 36429 201.0 -16.3 195 +21.9 75 7.30 Ori OB la

Звезда 1 Ъ с1, ПК К, км/с V эт г, км/с Р, дни Скопление

НО 36485 203.8 -17.7 900 +21.0 32 1.71 6.60 ОпОВ1Ь

НО 36526 205.1 -18.3 500 58 1.54 6.60 ОпОВ1Ь

НО 36540 207.8 -19.7 450 83 2.17 6.40 ОпОВ1с

НО 36629 208.0 -19.5 800 +21.2 5 5.01 6.40 ОпОВ1с

НО 36668 203.2 -17.0 250 +30.1 49 2.12 6.40 ОпОВ1с

НО 36916 207.8 -18.9 267 + 10.7 40 1.56 6.40 ОпОВ1с

НО 37017 208.2 -19.0 380 +29.0 150 0.90 6.40 ОпОВ1с

НО 37058 208.5 -19.0 280 +22.8 0 14.61 7.30 ОпОВ1а

НО 37140 204.4 -16.8 480 + 14.7 37 2.71 6.40 Оп ОВ1с

НО 37479 206.8 -17.3 630 +29.0 150 1.19 6.60 Оп ОВ1Ь

НО 37642 207.6 -17.4 750 +05.5 100 1.08 6.40 Оп ОВ1с

НО 37776 206.1 -16.3 330 +27.0 80 1.54 6.40 Оп ОВ1с

Н043819 193.9 +00.9 260 +09.0 20 1.08

НО 45583 214.7 -07.4 295 +22.8 75 1.18 7.30 N00 2232

НО 258686 201.6 +00.1 550 +28.0 8.36 СоШпс1ег95

ЫОС 2244-334 206.5 -01.9 1500 6.90 N00 2244

НО 47756 206.0 +00.5 285 +20.8 28

НО 49333 231.4 -10.3 242 + 19.0 65 2.18 7.27

НО 49606 198.3 +07.0 263 + 12.6 30 3.35

Н049713 213.9 -01.0 200 -04.1 2.13

НО 50461 220.0 -03.2 300 +30.8

НО 53081 206.7 +06.7 750

НО 55522 238.4 -07.3 260 +21.6 100 2.73 7.67

НО 56343 244.1 -09.3 600 3.25 7.08 СоНтёег 132

НО 58260 248.9 -09.8 410 +36.0 10 1.65 7.41 СоНтёег 135

НО 61045 231.1 +03.1 400 +39.0 56 6.90 N00 2422

НО 63401 253.7 -07.1 200 + 16.3 50 2.40 7.65 N00 2451

N00 2489-40 246.7 -00.8 2000 7.26 N00 2489

НО 64740 263.4 -11.1 232 +08.0 160 1.33 7.10

НО 65987 273.7 -15.8 560 +23.0 13 1.45 8.05 N00 2516

НО 66295 273.9 -15.7 410 +06.6 13 2.45 8.05 N00 2516

НО 66522 265.0 -10.5 440 + 15.0 30 < 20 7.23

НО 69067 255.1 -01.8 900 +185.0 7.87 N00 2546

Таблица 4. (Продолжение)

Звезда 1 Ъ d, ПК К, км/с v sin i, км/с р, дни log г Скопление

HD 70331 264.3 -06.7 750 3.03

HD 73340 268.3 -06.2 137 +23.1 2.66 7.79

HD 74168 269.5 -06.2 308 +37.0 55 1.75

HD 78316 219.0 +35.1 163 +24.2 15 5.00

HD 79158 177.9 +43.6 178 +20.9 29 3.83 8.16

HD86199 280.9 -02.6 232 +07.1 30 5.50 8.10

HD 89103 278.5 +06.1 189 +02.0 30 6.68

HD 90044 248.3 +42.6 104 +23.0 15 4.38 8.49

И D 92385 289.5 -05.7 148 170 0.55 7.51 1C 2602

HD 92664 289.7 -05.7 160 +29.7 50 1.67 7.84

HD 96446 290.1 +00.3 472 +06.5 16 23.0 6.46

И D 96729 289.8 +01.5 700 1.39 8.50 NGC 3532

HD 96910 285.9 + 11.1 520 +01.8 40 13.5

HD 98340 291.2 +01.5 222 +03.6 110 8.24

HD 105382 295.9 + 11.6 134 + 16.5 70 7.69 Sco-Cen ass

HD 105770 301.8 -21.0 191 -13.1 30 3.72 7.94

HD 109026 301.5 -09.3 100 +02.5 180 2.73 7.91

HD 112413 118.3 +78.8 35 -03.3 24 5.47 8.27

HD 115440 304.7 -13.6 199

HD 122532 317.2 + 19.5 220 +04.0 3.68 8.27

HD 124224 344.4 +58.6 79 -02.0 120 0.52 7.97

HD 125823 321.6 +20.0 140 +07.9 18 8.82 7.51 Sco-Cen ass

HD 127575 312.8 -07.8 143 +07.0 30 3.73 6.55

HD 128775 322.0 + 13.0 208 +03.0 30 1.63 8.04 Sco OB2

HD 133029 080.2 +57.7 170 -11.2 20 2.88 8.41

HD 133652 334.3 +23.6 121 +02.0 31 2.30 6.39 Sco-Cen ass

HD 133880 329.2 + 15.2 110 +02.8 0.88 8.15 Sco-Cen ass

HD 137193 332.5 + 13.9 280 -18.0 30 4.90 7.00 Sco-Cen ass

HD 137509 315.3 -12.1 195 4.49 7.89

HD 138758 313.7 -15.2 208 +02.2 50 8.26

HD 138769 331.0 +08.8 130 +07.9 80 7.32

HD 142301 347.1 +21.5 158 -08.7 47 1.46 7.27 Sco-Cen ass

HD 142884 349.0 +22.3 150 -12.0 130 7.00 Sco-Cen

Звезда I b d, ПК Vr, км/с v sin i, км/с P, дни logt Скопление

HD 142990 348.1 +21.2 170 -11.1 140 0.98 7.54 Sco-Cen ass

HD 143474 339.6 + 11.4 116 +00.3 6.44 Sco-Cen ass

HD 144334 350.3 +20.9 161 -06.6 25 1.49 7.72 Sco-Cen ass

HD 144661 350.0 +20.0 119 -04.6 39 7.00 Sco-Cen ass

HD 145501 354.6 +22.7 145 +02.4 70 7.72 Sco ass

HD 146001 350.4 + 18.1 149 -08.0 100 7.00 Sco-Cen ass

HD 147010 355.5 +20.9 163 -09.0 23 3.92 6.47 Sco ass

HD 149277 338.4 +01.2 1000 +01.4 7.25 NGC6178

CD-48° 11051 336.5 -01.6 1159 -32.0 100 6.77 NGC6193

HD 151965 344.1 +02.1 195 -02.9 1.60 7.68

HD 159545 021.4 + 15.4 330 +06.9

HD 168733 357.0 -10.6 170 -11.8 6.35 8.12

HD 170000 101.9 +28.0 93 -16.0 80 1.71 8.32

HD 170836 013.6 -04.6 480 7.96 IC4725

HD 175362 359.2 -17.0 132 +01.3 28 3.67 6.92

HD 343872 057.0 +06.5 800 8.79

HD 179761 037.5 -03.9 218 -05.4 1.73

HD 338226 058.7 +05.0 600

HD 183339 089.4 + 18.5 360 -22.0 40 8.05

HD 184927 065.5 +05.2 540 -16.0 14 9.53 6.85

HD 196178 084,6 +03.9 132 -21.7 55 1.01 7.99

HD 196606 072.9 -05.7 262 -19.0 60

HD 199728 028.5 -36.5 164 -11.2 2.24

HD 200311 085.3 -01.7 235 -14.5 0 52.00

HD 207188 036.1 -46.6 212 -13.9 43

HD213918 095.9 -16.2 700 6.98 ASCC 122

HD 215441 105.6 -02.9 500 < 5 9.49

HD 217833 107.8 -04.4 260 -12.6 38 5.39 7.82

HD 221006 317.8 -51.6 118 + 15.3 2.31 7.32

HD 221936 111.5 -08.6 550 < 60 0.63 8.45 Stock 12

HD 223640 060.5 -73.9 98 + 12.7 30 3.73 8.11

HD 224801 113.6 -16.7 188 -00.7 40 3.74 8.27

0°

(а)

(Ь)

Рис. 6. Распределение в координатах “галактическая долгота — расстояние от Солнца”.

Звёзды с аномальными линиями гелия показывают четкую концентрацию в молодых скоплениях в Орионе и Скорпионе-Центавре. Для 29 звёзд из 42-х был определен возраст. Его среднее значение

(log t) = 7.14.

Видим, что в среднем возраст звёзд с аномальными линиями гелия (14 млн лет) в 4-5 раз меньше меньше, чем у кремниевых звёзд (59 млн лет). Причина понятна — гелиевые звёзды более массивны, чем кремниевые, и эволюционируют быстрее. Поэтому на Главной последовательности видим хронологические более молодые звёзды.

Поскольку для большинства объектов определены параллаксы, можем рассмотреть распределение в координатах “галактическая долгота — расстояние от Солнца” (на Рис. 6). Здесь видны те же особенности в пространственном распределении, что и на Рис. 5.

Среднее расстояние до кремниевых звёзд — 273 пк. Ближе 300 пк находится 51 звезда из 70 (72.8%), далее 500 пк — 10 звёзд(14.2%).

Среднее расстояние до гелиевых звёзд — 352 пк. Ближе 300 пк находится 22 звезды из 40, что составляет 55%, далее 500 пк — 10 звёзд (25.0%).

Учтем, что среди звёзд с аномальными линиями гелия большую долю составляют члены различных скоплений в Орионе, находящихся на расстояниях около 500 пк.

В целом получается, что на расстоянии до 300 пк находятся примерно 3/4 звёзд с усиленными линиями кремния и около половины — с аномальными

линиями гелия. Для объектов, удаленных более чем на 300 пк, точность определения параллаксов становится очень низкой, поэтому найденные расстояния уже не следует использовать для количественных оценок.

4.4.2. Вращение магнитных B-звёзд

Рассмотрим осевое вращение магнитных Bp-звёзд, которое характеризуется проекциями скоростей вращения v sin i на луч зрения и периодами вращения. Методики определения указанных величин совершенно независимы друг от друга, поэтому их предпочтительнее анализировать раздельно.

Как правило, период вращения звезды определяется из длительных рядов наблюдений. Проекция скорости вращения v sin i может быть найдена даже по одному спектру по ширине линий. Точность определения зависит от спектрального разрешения, правильности учета влияния магнитного уширения линий и некоторых других параметров. Тем не менее, грубые ошибки в определении v sin i практически исключены.

В Таблице 4 для 73 звёзд из 125 приведены сведения одновременно и о проекциях скоростей вращения на луч зрения, и о периодах вращения. Проанализируем их отдельно.

a. Скорости вращения. Распределение проекции скоростей вращения (v sin i) кремниевых и гелиевых звёзд продемонстрировано на Рис. 7.

Видим, что группировка кремниевых звёзд более однородна по этому параметру: большинство из них имеет величину v sin i в пределах от 10 до 60 км/с.

0

0

50

(a)

100 usin i

150

12

10

8

6

4

2

-0,5

0,5 log P

i------------1----------r-

(a)

О

1,5

5

0

0

1

50

100 usin i

1 (b) 8 i

- 6 -

5 '

4

- 2 -

1 1 0 1

150

Рис. 7. Распределения величины v sin i для звёзд с аномальными линиями гелия и кремния.

-0,5

0

0,5 log P

1,5

Рис. 8. Распределение периодов вращения гелиевых и кремниевых звёзд.

8

(b)

6

4

2

0

1

0

Средняя величина проекции скорости вращения по

51 звезде с аномальными линиями кремния:

(v sin i, (Si)) = 46.9 км/с.

Для гелиевых звёзд наблюдается большая дисперсия значений v sin i: нет тренда в количестве звёзд в интервале проекций скоростей вращения в интервале от 0 до 120 км/с. Кроме того, имеется группа объектов с очень быстрым вращением. Средняя величина v sin i по 41 звезде с аномальными линиями гелия:

(v sin i, (He)) = 62.1 км/с.

Средние значения v sin i различаются со статистической достоверностью около 90% (по критериям распределения Стьюдента). Тест Колмогорова-Смирнова дает величину p-value = 0.1639, тест

Мунна-Уитни — p-value = 0.1741. Обобщая полученные выше результаты статистического анализа, приходим к выводу, что имеются указания на то, что проекции скоростей вращения v sin i звёзд с аномальными линиями гелия примерно в 1.3 раза больше, чем для кремниевых звёзд. Но надежность этого вывода недостаточно высокая — на уровне 80%—90%.

b. Периоды вращения. Сравним периоды вращения звёзд. При статистическом анализе удобнее использовать величину логарифма периода (log P), где период P выражен в днях.

На Рис. 8 приведено распределение log P звёзд с аномальными линиями кремния и гелия. Для 52 кремниевых звёзд с известными периодами:

(log P, (Si)) = 0.421.

Для 34 гелиевых звёзд с известными периодами: (log P, (He)) = 0.400

Из Рис. 8a видим, что большинство звёзд с аномальными линиями гелия имеют log P в интервале от 0.05 до 0.45 (т.е. периоды P от 1 до 3-х суток с максимумом распределения P около 1.5 суток), а из Рис. 8b — что большинство звёзд с усиленными линиями кремния имеют log P от 0.15 до 0.60 (т.е. периоды P от 1.5 до 4-х суток с максимумом распределения P около 2.5 суток).

Статистический анализ показывает, что среднее значение и распределение периодов вращения гелиевых и кремниевых звёзд различаются c низкой достоверностью — порядка 70%. Видим, что кремниевые звёзды по величине периода распределены более компактно, и только у трех звёзд он превышает 20 суток; максимальный период (52 суток) найден для звезды типа Si+----HD200311. А пе-

риоды вращения гелиевых звёзд концентрируются в двух группах — основной, около 1.5 суток, и имеется “хвост” распределения P до 2 недель.

Считаем, что для надежного сравнительного анализа скоростей углового вращения звёзд с аномальными линиями кремния и гелия следует использовать большую выборку звёзд.

4.5. Программа будущих работ

Мы предлагаем провести полный спектральный и магнитный обзор массивных Bp-звёзд северного полушария в молодых скоплениях (возрастом менее 30 млн лет), находящихся на расстоянии ближе 1 кпк. В настоящее время пределом для 6-м телескопа является 11-я звёздная величина V.

Наш анализ, проведенный выше, показывает, что именно среди самых молодых Bp-звёзд следует искать объекты со сверхсильными для звёзд ГП магнитными полями, что является одной из главных целей нашей программы. Критерием отбора кандидатов для наблюдений поля будет служить наличие очень сильных линий гелия в спектре.

Вторая цель работы — более детальное исследование уже ранее известных массивных магнитных звёзд. Из-за быстрого вращения и, как следствие, большой ширины спектральных линий, их магнитные поля были обнаружены и исследованы в основном фотоэлектрическим способом на магнитометрах. Измерения поля, как правило, выполнялись по линиям водорода. Так как этот элемент равномерно распределен по поверхности звезды, магнитные поля, полученные указанным выше методом, очень хорошо отражают глобальную дипольную структуру поля. Но метод малочувствителен при необходимости изучать локальные магнитные поля сложной структуры.

К настоящему моменту мы знаем уже 6 объектов с явно недипольной структурой поля. И все они — горячие молодые звёзды [35]. Реально это значит, что поля у них значительно сильнее, чем это видно на кривой переменности продольной компоненты Ве, и имеют сложную мультипольную структуру. Анализ полей сложной топологии представляет собой трудную задачу, но она выполнима (например, [36]).

Мы ожидаем, что у значительной части звёзд с аномальными линиями гелия, магнитное поле которых исследовалось ранее по водороду, профили спектральных линий будут сложными. Мы надеемся, что моделирование таких сложных поляризованных профилей позволит найти сильные мультипольные поля у этих объектов.

Необходим также тщательный анализ методических вопросов. Как правило, не возникает проблем в случае звёзд с узкими и резкими линиями. Для таких объектов практически все методы дают одинаковые результаты. Но при исследованиях быстровращающихся пятнистых звёзд со сложными профилями линий поля, полученные разным способами, различаются порой очень существенно.

Еще одна цель работы — это определение частоты встречаемости магнитных Вр-звёзд относительно нормальных. Список из 125 магнитных Вр-звёзд, из которых примерно половина являются членами скоплений, еще очень небольшой для выполнения такого анализа. Поэтому надо находить новые магнитные Вр-звёзды, особенно в скоплениях.

В базе данных WEBDA приведен список рассеянных скоплений в которых найдены Ар/Вр-звёзды методами среднеполосной фотометрии. Вызывает удивление малое количество найденных в них пекулярных звёзд. Как правило, это 1—3 объекта, в лучшем случае — несколько. Вопросу о встречаемости магнитных Вр-звёзд в скоплениях необходимо уделить специальное внимание.

Несколько лет назад стартовал крупный международный проект комплексного исследования массивных ОВ-звёзд MiMeS [40], в том числе проводится поиск их магнитных полей. Получены первые результаты, из которых следует, что у О-звёзд не наблюдается сильных (более нескольких сотен Гс) продольных полей.

Мы не анализировали здесь такой важный параметр, как двойственность магнитных звёзд. Между тем, многие Вр-звёзды (особенно объекты с аномальными линиями гелия) являются членами двойных и кратных систем. Обзор современного состояния этой проблемы представлен в работе [41].

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Итак, мы рассмотрели современное состояние проблемы магнетизма массивных звёзд Главной последовательности. Мы продемонстрировали, что В-звёзды с аномальным химическим составом обладают наиболее сильными полями среди объектов ГП. Наш анализ показывает, что пекулярные В-звёзды с аномальными линиями кремния и гелия в спектрах являются наиболее перспективными объектами для наблюдательной проверки различных механизмов образования и дальнейшей эволюции магнитных полей СР-звёзд.

Мы планируем проводить дальнейшую работу в двух направлениях: 1) искать новые магнитные звёзды с сильными полями; 2) детально изучать уже известные магнитные звёзды с целью поиска сложной структуры поля у них.

На отсутствие генерации поля во время жизни звезды на Главной последовательности может указывать не только ослабление поля, но также и упрощение его структуры.

Магнитное поле звезды — это не поле однородно намагниченной сферы. Функция распределения магнитного поля по радиусу звезды — величина ненаблюдаемая. Видимое нами на поверхности поле может не полностью отражать реальный магнитный поток звезды. Не исключено, что с этим связана плохая корреляция между его величиной и другими физическими параметрами звезды.

Поэтому мы считаем, что надо сравнивать не только величины магнитных полей, но и их топологию. Вклад мультипольных компонент можно оценить количественно. Если сложная поверхностная структура поля будет найдена, то для количественной оценки степени неоднородности не потребуется делать каких-либо допущений о распределении поля внутри звезды. Достаточно построить карты распределения магнитного поля по поверхности, такие как, например, в статье Кочухова и др. [36]. Но для выполнения такой работы необходимо будет получить серии зеемановских спектров с высоким разрешением для каждой изучаемой звезды.

То обстоятельство, что хоть какие-то неуверенные зависимости и тренды между величиной магнитного поля и другими параметрами, характеризующими звезду в целом, все же существуют, вселяет в нас надежду, что наблюдаемое нами поле каким-то образом отражает реальный магнитный поток от всей звезды.

БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы благодарят Д. О. Кудрявцева, Е. А. Се-менко и Г. А. Чунтонова за обсуждение различных аспектов работы. Наше исследование частично поддержано грантами РФФИ 09-02-0002а

и 12-02-00009. Работа выполнялась на 6-м телескопе при поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (гос-контракты 16.552.11.7028, 16.518.11.7073, грант НШ-4308.2012.2). В работе использовались базы данных WEBDA, SIMBAD и VIZIER.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. G. Hale, Astrophys. J. 28, 315 (1908).

2. H. W. Babcock, Astrophys. J. 105, 105(1947).

3. 1.1. Romanyuk, Astrophysical Bulletin 62, 62 (2007).

4. P. Renson and J. Manfroid, Astronom. and Astrophys. 498,961 (2009).

5. L. Mestel, ASP Conf. Proc. 248, 3 (2001).

6. D. Moss, ASP Conf. Proc. 248, 305 (2001).

7. G. Rudiger, R. Arlt, and R. Hollerbach, ASP Conf. Proc. 248,315(2001).

8. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 63, 139 (2008).

9. J. D. Landstreet, S. Bagnulo, V. Andretta, et al., in Proc. of Intern. Conf. Magnetic Stars (SAO RAS, Nizhnii Arkhyz, 2011), p. 14.

10. J. C. Kemp, J. B. Swedlund , J. D. Landstreet and J. R. P Angel, Astrophys. J. 161, 77 (1970).

11. I. I. Romanyuk, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 58, 64 (2005).

12. I. I. Romanyuk, Astrophysical Bulletin 65, 347 (2010).

13. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 228, 809(1979).

14. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 41,421 (1980).

15. E. F. Borra, J. D. Landstreet, I. Thompson, Astrophys. J. Suppl. 53, 151 (1983).

16. I. B. Thompson, D. N. Brown and J. D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 64, 219 (1987).

17. D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, D. N. Brown and I. B. Thompson, Astrophys. J. 323, 325 (1987).

18. Yu. V. Glagolevskij, V. G. Klochkova and I. M. Kopylov, Astronom. Zh. 64, 360 (1987).

19. I. I. Romanyuk, Doctoral Dissertation in Mathematics and Physics (SAO RAS, Nizhnii Arkhyz, 2004).

20. P. North and N. Cramer, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 58, 387 (1984).

21. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin and E. Paunzen, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 372, 1804(2006).

22. I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev and E. A. Semenko, Astrophysical Bulletin 64, 239 (2009).

23. S. Bagnulo, J. D. Landstreet, E. Mason, et al., Astronom. and Astrophys. 450, 777 (2006).

24. J. D. Landstreet, S. Bagnulo, V. Andretta, et al., Astronom. and Astrophys. 470, 685 (2007).

25. S. Hubrig, P North, M. Scholler and G. Mathys, Astron. Nachr. 327, 289 (2006).

26. J. H. Grunhut, G. A. Wade, W. L. F. Marcolino, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 400,94 (2009).

27. Yu. V. Glagolevskij, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 38, 152(1994).

28. O. Kochukhov and S. Bagnulo, Astronom. and Astrophys. 45G, 7б3 (200б).

29. S. Ammons, S. Robinson, J. Strader, et al., Astrophys. J. 638, 1004 (200б).

30. S. Hubrig., N. Nesvacil, M. Scholler, et al., Astronom. and Astrophys. 44G, 37 (2005).

31. E. A. Semenko, private communication (2011).

32. D. W. Kurtz, V G. Elkin, M. S. Cunha, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 372, 28б(200б).

33. D. O. Kudryavtsev and J. J. Romanyuk, in Proc. of Intern. Conf. Magnetic Stars (SAO RAS, Nizhnii Arkhyz, 2011), p. 104.

34. Yu. V Glagolevskij and E. Gerth, Astrophysical Bulletin 65, 1б4 (2010).

35. J. J. Romanyuk, in Proc. of Intern. Conf. Magnetic Stars (SAO RAS, Nizhnii Arkhyz, 2011), p. 35.

36. O. Kochukhov, A. Lundin, J. Romanyuk and D. Kudryavtsev, Astrophys. J. 726, 24 (2011).

37. F. van Leeuwen, Astronom. and Astrophys. 474, б53 (2007).

38. R. Glebocki and P. Gnacinski, ESA SP-560, 571, (2005).

39. F. A. Catalano and P. Renson, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 127,421 (1998).

40. G. Wade, in Proc. of Intern. Conf. Magnetic Stars (SAO RAS, Nizhnii Arkhyz, 2011), p. 23.

41. Yu. Yu. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maximov, et al., Astrophysical Bulletin 67, 44 (2012).

MAGNETIC B-TYPE STARS OF THE MAIN SEQUENCE. I. FORMULATION OF THE PROBLEM AND SELECTION OF OBJECTS FOR OBSERVATIONS

1.1. Romanyuk, I. A. Yakunin

This paper reviews the current state of the problem of magnetism in massive Main Sequence stars. Chemically peculiar Bp stars with enhanced silicon lines and anomalous helium lines in their spectra are shown to be the most promising targets for the observational verification of various mechanisms of the formation and subsequent evolution of magnetic fields in CP stars. A catalog of magnetic Bp stars, containing 125 objects is prepared. Applying different criteria, we compiled a variety of magnetic star samples, which were then used to analyze magnetic fields in objects of different ages. The results of this analysis show that massive stars generally have stronger fields in all the samples studied, and thus confirm earlier results based on smaller star samples. No tight relation is observed and the parameters of individual objects show a very large scatter about the mean relation. The strongest and most complex fields are found in the youngest Bp stars with ages below 30 Myr. Magnetic Bp stars generally rotate slower than normal B-type stars, except for the hottest objects with enhanced helium lines, which have normal rotation velocities. No systematic differences are found between the angular rotation velocities of Bp stars with anomalous helium and silicon lines. We discuss various criteria, which can be used to observationally test the alternative mechanisms of formation and evolution of magnetic fields in CP stars and, in particular, to quantitatively compare not only the magnitudes, but also the topology of fields in objects of different ages.

Keywords: stars: chemically peculiar—stars: evolution—stars: magnetic field—stars: rotation